Le travail présenté dans cette thèse s’inscrit dans le domaine de l'astrophysique de laboratoire, qui consiste à étudier en laboratoire des processus physiques qui se produisent dans des objets astrophysiques. Les principaux avantages ici sont que les processus peuvent être étudiés de manière contrôlée et que leur dynamique complète peut être étudiée. Présentement, nous avons profité des installations laser à haute intensité pour effectuer nos études.Pour cela, dans ce manuscrit, seront traitées les questions liées à l'astrophysique de laboratoire qui impliquent l'interaction d’un plasma en détente dans le vide en présence d’un champ magnétique ambiant. La présence d'un champ magnétique dans une variété de phénomènes astrophysiques rend l’introduction de cette composante magnétique dans le laboratoire nécessaire afin que ces études soient pertinentes. Pour ce faire, en collaboration avec Laboratoire National des Champs Magnétiques Intenses -LNCMI, une bobine Helmholtz, spécialement conçue pour travailler dans un environnement laser a été développée, permettant d'atteindre une force de champ magnétique jusqu'à 30 T.Les objets astrophysiques sur lesquels cette étude est centrée sont les étoiles jeunes ou « Young Stellar Objects » (YSOs). Plusieurs étapes du processus de formation de ces étoiles seront ici étudiées : (i) la génération de jets collimatés à très grande échelle, (ii) la dynamique d'accrétion impliquant, dans la représentation standard, des flux de matière tombant sur la surface de l’étoile sous forme de colonnes magnétiquement confinées, et (iii) des canaux d'accrétion plus exotiques, comme l'accrétion équatoriale qui implique la propagation du plasma perpendiculairement aux lignes de champ magnétique.Plus précisément, dans un premier chapitre, la dynamique de formation des jets sera discutée. Une première partie est dédiée au mécanisme de formation de jet dans un champ magnétique poloïdal (aligné par rapport à l'axe principal d’expansion du plasma). Une seconde partie traite de la distorsion d'une telle formation de jet par l'interaction du même plasma en expansion avec un champ magnétique désaligné (c'est-à-dire présentant un angle par rapport à l'axe d’expansion du plasma). Enfin, une troisième partie détaille la propagation du plasma dans un champ magnétique perpendiculaire. Cette dernière partie nous permet d'étudier des canaux exotiques d'accumulation de matière sur les étoiles, consistant en une accrétion du disque d’accrétion directement vers l'étoile, c’est-à-dire sur le plan équatorial, impliquant une propagation orthogonale aux lignes de champ magnétiques. Le deuxième chapitre aborde le thème de la dynamique d'accrétion par l'intermédiaire de colonnes de matière magnétiquement confinées, tombant sur la surface stellaire. En utilisant la même configuration expérimentale que dans le premier chapitre, le jet formé (dans le cas du champ magnétique parfaitement aligné) est utilisé pour imiter la colonne d'accrétion et est lancé sur une cible secondaire qui agit comme la surface stellaire. La dynamique de choc à l'emplacement de l'obstacle est soigneusement étudiée et des liens avec les observations de phénomènes d’accrétion astrophysique sont construits. Un cocon de plasma, formé autour de la région d'impact via l'interaction avec le champ magnétique, est observé être similaire à celui trouvé dans les simulations astrophysiques. Ce cocon est un élément important en tant que milieu potentiel d'absorption des émissions X. Ce milieu permettrait en effet d'expliquer les écarts observés entre les émissions UV / optiques et les émissions X provenant des étoiles lors des phases d’accrétion. / The work that is presented here has been performed in the frame of laboratory astrophysics, which consists in studying in the laboratory physical processes occurring in astrophysical objects. The main advantages in doing so are that the processes can be studied in a controlled way and that their full dynamics can be investigated. Here, we have been taking advantage of high-intensity laser facilities to perform our studies.In this manuscript, will be treated issues that include the interaction of a plasma expanding into vacuum with an ambient magnetic field. The presence of a magnetic field in a variety of astrophysical phenomena makes the inclusion of this component in the laboratory of great interest. We have used for our study a split Helmholtz coil, specifically designed in order to work in a laser environment, that allows for reaching a magnetic field strength up to 30 T.The astrophysical objects on which this study is focused are Young Stellar Objects (YSOs). Several steps of the star formation process are here investigated: (i) the generation of very long range, bright jets, (ii) the accretion dynamic involving, in the standard representation, matter falling down on the star in the shape of magnetically confined columns, and (iii) more exotic accretion channels, as the equatorial accretion that implies propagation of plasma perpendicularly to magnetic field lines.More precisely, in a first chapter, the jet formation dynamic will be discussed. A first part is dedicated to the jet formation mechanism in a poloidal magnetic field (aligned with respect to the main plasma expansion axis). A second part is dealing with the distortion of such jet formation via the interaction of the same expanding plasma with a misaligned magnetic field (i.e. presenting an angle with respect to the plasma expansion axis). Finally, a third part details the propagation of the plasma within a perpendicular magnetic field. This last part allows us to investigate exotic channels of matter accretion onto the stars, consisting of equatorial accretion from the disk to the star, through orthogonal magnetic field lines. The second chapter addresses the topic of the standard accretion dynamic via magnetically confined columns of matter, falling down onto the stellar surface. Using the same experimental setup as in the first chapter, the formed jet (in the case of the perfectly aligned magnetic field) is used to mimic the accretion column, and is launched onto a secondary target that acts as the stellar surface. The shock dynamic at the obstacle location is carefully studied and links with astrophysical accretion observations are built. A plasma cocoon, shaped around the impact region via the interaction with the magnetic field, is found to be similar to the one found in astrophysical simulations. This cocoon is an important element as a potential X-ray absorptive medium in order to explain observed discrepancies, between observed UV/Optical and X-ray emissions emitted from accreting stars.

Ce travail présente une caractérisation de la turbulence dans la région du Trapèze de la nébuleuse d’Orion. Les raies observées sont Hα, [OIII] et le doublet du [SII], ce dernier permettant aussi d’obtenir la densité électronique. Le traitement de données d’interférométrie de Fabry-Pérot permet d’obtenir une carte des vitesses radiales dans le gaz pour chaque raie. Une technique d’homogénéisation présentée par Lagrois & Joncas (2011) utilisant un filtre de type Zurflueh a permis de mettre en évidence les fluctuations de vitesse provenant de la turbulence. L’analyse statistique des vitesses à l’aide des fonctions d’autocorrélation et de structure ont permis d’obtenir l’exposant de Kolmogorov γ pour chacun des ions. En Hα et en [OIII], l’exposant (~ 1/2) est typique d’une turbulence supersonique avec ondes de choc tandis qu’en [SII], l’exposant (~ 1/3) est typique d’une turbulence subsonique sans choc. De plus, l’étude de l’histogramme des fluctuations de vitesse a permis de localiser des zones où on retrouve de l’intermittence dans la turbulence.

Je présente une version améliorée de la technique d'analyse par espace métrique introduite pour la première fois par Adams (1992). Cette technique est basée sur la comparaison de "fonctions de sortie" à une dimension qui analyse la topologie de cartes astrophysiques. Le nouvel espace métrique inclut de nouvelles fonctions de sortie, une meilleure réduction des données ainsi qu'une augmentation significative du nombre de structures isolées. A partir des données du "Canadian Galactic Plane Survey", la complexité de structures HI associées à 27 régions de formation d'étoiles, 13 étoiles Wolf-Rayet et 12 restes de supernova a pu être évaluée. Suite à ces calculs, une étude de corrélation a été réalisée entre le degré de complexité des structures HI et certaines caractéristiques intrinsèques associées aux objets, telles leur âge, la vitesse des vents stellaires et le paramètre d'excitation.

Les étoiles vivent et meurent en rejetant de la matière dans le milieu interstellaire (MIS) et elles naissent à l’intérieur de celui-ci. Nous avons analysé la composante d’hydrogène neutre du MIS. Nos données proviennent de la partie canadienne de l’International Galactic Plane Survey qui vise l’imagerie spectroscopique de l’hydrogène neutre du plan de notre galaxie. Nous avons utilisé deux outils mathématiques d’analyse d’images: la technique d’Espaces Métriques (TEM) et la méthode des Maxima du Module de la Transformée en Ondelettes (MMTO). La TEM est un formalisme mathématique d’analyse d’images qui permet de comparer quantitativement la complexité des objets étudiés. Nous avons amélioreré l’outil aux niveaux mathématique et technique avant de l’utiliser pour caractériser la complexité de 28 régions d’hydrogéne neutre. Aprés avoir classé les 28 objets, nous avons trouvé des corrélations entre ce classement et les propriétés physiques des objets sous-jacents, dont: (1) Plus le flux des photons UV est élevé, plus la région de H i photodissociée est complexe; et (2) la complexité des régions H i augmente avec l’ˆage des restes de supernovae auxquels elles sont associées. La méthode MMTO est un formalisme multifractal basé sur la transformée en ondelettes. Nos résultats obtenus à partir de cette méthode concernent les propriétés multifractales et anisotropes de l’hydrogène neutre dans notre galaxie. Les nuages terrestres exhibent des propriétés multifractales. Nous avons démontré que l’hydrogène neutre du disque de notre galaxie est monofractal. En analysant séparément les bras spiraux et les milieux inter-bras, nous avons découvert une signature anisotrope et que les structures horizontales sont plus complexes que les structures verticales. Cette anisotropie est indépendante de l’échelle pour les inter-bras tandis qu’elle est dépendante de l’échelle pour les bras spiraux. Les hypothèses investiguées pour obtenir une explication physique sont: le gradient de distribution en z (“scale-height gradient”), l’onde de densité, l’activité de formation d’étoiles, la photo-lévitation de nuages poussiéreux, les mouvements aléatoires de nuages H i, la corrugation et la turbulence. / Stars live and die by rejecting matter in the interstellar medium (ISM), where they were born. We have analyzed the neutral hydrogen component of the ISM. The data come from the Canadian portion of the International Galactic Plane Survey which aims the spectroscopic imaging of the neutral hydrogen from our Galaxy. We have used two mathematical image analysis tools: Metric Space Technique (MST) and the Wavelet Transform Modulus Maxima (WTMM) method. The MST is an image analysis mathematical formalism that allows one to quantitatively compare the complexity of the studied objects. We have improved the tool mathematically and technically before using it to characterize the complexity of 28 neutral hydrogen regions. After classifying the 28 objects, we have found some correlations between this ranking and the physical properties of the underlying objects, for example: (1) The complexity of the photodissociated neutral hydrogen regions increases with the flux of UV photons; and (2) the complexity of neutral hydrogen regions increases with the age of the supernovae remnants to which they are associated. The WTMM method is a multifractal formalism based on the wavelet transform. The results we obtain from this method concern the multifractal and anisotropic properties of neutral hydrogen in our Galaxy. Earth clouds exhibit multifractal properties. We have shown that the neutral hydrogen from our galactic disk is monofractal. By analyzing separately spiral arms and the inter-arm regions, we have discovered an anisotropic signature and that the horizontal structures and more complex than the vertical structures. This anisotropy is independent of scale for the inter-arms while it is depedent of scale for the spiral arms. The investigated hypotheses to obtain some physical explanations are: the scale-height gradient, the density wave, star formation activity, photo-levitation of dusty clouds, random motions of neutral hydrogen clouds, corrugation and turbulence.

L'astronomie des rayons g de haute (E > 100MeV, HE) et de très haute énergie (E 100GeV, VHE) ont effectué des progrès considérables en moins d'une décennie. Le nombre de sources émettrices dans ce régime d'énergie a augmenté de plus d'un ordre de grandeur, de nouvelles classes d'émetteurs ont été découvertes et des nouvelles sous-classes ont été établies basées sur l'émission gamma, et les sources connues sont à présent résolues à des échelles spatiales ou temporelles sans précédent révélant de nouvelles propriétés. Les noyaux actifs de galaxie (AGN) sont l'une des classes d'émetteurs les plus énergétiques, dont le pic de puissance émis dans le spectre électromagnétique peut dans certains cas dépasser la capacité de mesure des instruments actuels, et dont l'investigation requiert la maîtrise simultanée du ciel g HE et VHE qu'apportent les expériences Cerenkov au sol (atmospheric Cerenkov telescope, ou ACT) et le satellite Fermi.

La présente thèse porte sur l'étude de plusieurs systèmes binaires X accrétants contenant un trou noir stellaire (avéré ou potentiel) à travers les propriétés spectrales et temporelles de leurs émissions à haute énergie entre 3 keV et 1 MeV, éventuellement agrémentées d'observations dans les domaines radio, proche infrarouge et visible. La première partie est consacrée à la physique de l'accrétion, aux enjeux qu'elle représente et modélisations qui en découlent pour expliquer le rayonnement perçu. Je détaille dans une deuxième partie les instruments à bord d'INTEGRAL dont les trois instruments principaux utilisent les techniques d'imagerie à masque codé. Ensuite, je présente les procédures d'analyses de données avant de montrer mon apport personnel à l'amélioration des logiciels existants et à la création d'outils informatiques spécifiques à mes analyses. Dans une quatrième partie, je présente mes analyses et interprétations sur les observations de plusieurs sources binaires X à trou noir, judicieusement déterminées et choisies : Cygnus X-1, trou noir confirmé persistant étudié depuis de nombreuses années ayant surpris par un excès haute énergie détecté ; deux sources transitoires nouvelles et intéressantes, XTE J1720-318 située dans le centre galactique et SWIFT J1753.5-0127, plus probablement localisée dans le halo. Je détaille ensuite mes analyses sur H 1743-322, identifiée grâce à INTEGRAL avec une source découverte par HEAO en 1977, et sur trois microquasars presque persistants à jets superluminiques, 1E 1740.7-2942, GRS 1758-258 et GRS 1915+105. J'analyse les liens entre les paramètres spectraux et leurs changements lors des transitions entre états. Je discute la présence de deux milieux émetteurs de rayons X/gamma, de géométrie relative changeante. Pour GRS 1915+105, j'établis un cycle probable ordonné dans la succession de ses variabilités pendant dix années et je propose une interprétation compatible avec les prédictions du modèle d'Instabilité d'Accrétion-Ejection. En conclusion, je commente ces résultats spectro-temporels dans le cadre de modèles théoriques expliquant les phénomènes observés et déduis certaines limites à notre compréhension générale des systèmes binaires X. Je décris ce qu'apportent deux nouveaux phénomènes observés et termine par mes perspectives de recherches.

La thématique des rayons cosmiques d'ultra-haute énergie (RCUHEs) est riche de mystères. Nous présentons l'état actuel des connaissances générales sur le sujet, ainsi que les apports et possibilités offerts par l'Observatoire Pierre Auger. Celui-ci nous a apporté plusieurs résultats majeurs dans le domaine : la mesure du spectre d'énergie au delà de quelques EeV et de la coupure à haute énergie avec une grande significativité, la mesure d'observables sensibles à la composition qui montrent un alourdissement avec l'énergie (ou une modification significative de la physique hadronique à la centaine de TeV !), et la mesure d'une anisotropie faible en dehors d'une région centrée sur une source remarquable mais pas forcément concernée, Centaurus~A. Dans la seconde partie de cette thèse, on étudie la propagation des RCUHEs depuis leur source dans le milieu extra-galactique. On étudie l'influence de la composition aux sources et des paramètres de l'accélération sur la forme des spectres à la Terre. On démontre la viabilité d'un modèle astrophysique satisfaisant, dit low-$E_{max}$, qui s'ajuste bien aux données du spectre et de la composition. Un outil numérique de propagation de protons/noyaux, notamment en présence de champs magnétiques, est également présenté dans ce cadre. Nous présenterons aussi (en quatrième partie) une étude indépendante des contraintes apportées par les données angulaires d'Auger sur la densité effective des sources de RCUHEs et leur déflexion dans les champs magnétiques. Une analyse des données par la méthode de percolation est également présentée, et démontre la faible anisotropie des données. Une partie entière est dédiée à la phénoménologie d'un messager secondaire : les photons. On expose leur propagation extra-galactique et l'outil numérique entièrement développé à ce sujet, que l'on intègre dans l'outil existant de propagation de protons/noyaux. Cette intégration aboutit à un code numérique global, véritablement multi-messagers (les neutrinos sont également traités), qui nous permet de disposer d'un outil complet, nous autorisant à fonder un modèle global de concordance capable de satisfaire l'ensemble des contraintes actuelles, dont les limites expérimentales connues sur le flux diffus de photons au TeV (par Fermi/LAT). Celui-ci est discuté dans le dernier chapitre. Nous terminons sur les perspectives offertes par la construction d'un modèle global de RCUHEs.

Les rayons cosmiques d'ultra-haute énergie sont les messagers des phénomènes les plus cataclysmiques ayant lieu dans l'Univers. L'énergie portée par ces particules peut atteindre quelques dizaines de Joules et est dissipée dans l'atmosphère terrestre sous forme d'une avalanche de particules secondaires. Les questions portant sur leur origine et leur propagation sont toujours au coeur du débat car elles n'ont toujours pas de réponse définitive. CODALEMA est la pionnière des expériences modernes de détection indirecte des rayons cosmiques à travers l'émission radio des particules chargées de la gerbe. Cette recherche est motivée par la possibilité de caractériser entièrement le rayon cosmique primaire avec des antennes sensibles aux ondes électromagnétiques dans la bande décamétrique, et nettement moins coûteuses que les instruments disponibles actuellement. Ce manuscrit présente les résultats de 3 années consacrées à la mise en opération et l'analyse de données d'un réseau de stations autonomes, qui composent la dernière configuration de CODALEMA. L'étude du bruit de fond a révélé une sensibilité des stations face aux interférences radio d'origine humaine. Des méthodes de réjection de ce bruit ont été développées dans le but de les incorporer dans les prochains circuits électroniques de sélection de signaux transitoires. Les premières données ont montré que la mesure des deux polarisations horizontales du champ électrique est indispensable pour distinguer les mécanismes d'émission radio. De même, une nouvelle paramétrisation de la distribution latérale du champ électrique est discutée.

La Collaboration ANTARES exploite actuellement un détecteur sous-marin Cherenkov d édi é a l'astronomie neutrino de haute énergie. Le but principal de cette expérience est de d détecter les sources cosmiques de neutrinos, a n de r ev eler les sites de production des rayons cosmiques. Parmi les sources candidates gurent celles o u a lieu l'acc el eration de ces rayons cosmiques dans les jets relativistes, comme les noyaux actifs de galaxie, les sursauts gamma et les microquasars. Les microquasars sont des syst émes stellaires binaires form es par un objet compact accr étant la mati ere d'une étoile compagnon. Ce transfert de masse est responsable de l' emission de rayons X, tandis que les forces magn etiques du plasma d'accr étion peuvent causer la cr éation de jets relativistes qui sont observ es par des t télescopes radio grâce au rayonnement synchrotron non thermique émis par les particules charg ées acc el er ees dans ces jets. Dans certains syst emes, la corr élation entre les courbes de lumi ere des rayons X et les courbes radio indique une interaction forte entre accr etion et ejection. Certains microquasars emettent egalement des rayons gamma de haute et tr es haute energie (jusqu' a quelques dizaines de TeV). Dans ce travail de th ese, une recherche d' émission de neutrinos provenant de microquasars a ét é conduite avec une approche multi-messager (photon/neutrino). Les données des satellites RXTE/ASM et SWIFT/BAT, ainsi que du t elescope gamma FERMI/LAT ont et e etudi ées a n de s sélectionner les périodes dans lesquelles se produisent les jets relativistes. La restriction de l'analyse des neutrinos aux phases d' éjection permet de r réduire drastiquement le bruit de fond de neutrinos et de muons atmosph èriques et ainsi d'augmenter les chances de d écouverte d'une source cosmique de neutrinos. Les recherches ont et e effectué a partir des donn ées ANTARES obtenues entre 2007 et 2010. Une analyse statistique a et e faite en utilisant une m ethode \unbinned" bas ee sur le test du rapport de vraisemblance. Les coupures de s élection des év enements ont et e optimisés a partir de simulations Monte Carlo a n de maximiser les chances de ddécouverte. Comme aucun signal de neutrinos n'a et e observé en corrélation avec ces microquasars, des limites sup erieures sur les ux de neutrinos produits dans ces microquasars ont et e calcul ées et confront ées avec des modèles de production de neutrino dans ces objets.

La cosmologie est maintenant entré dans une ère de mesures de précision, et l'objectif des observations est maintenant la chasse aux contradictions au sein du Modèle Cosmologique. La mesure des distances de luminosité de SNe Ia en fonction de leur décalage vers le rouge a permis de découvrir l'accélération de l'expansion cosmique. Aujourd'hui, les SNe-Ia sont encore la sonde la plus sensible à w, l'équation d'état de l'énergie noire, et le nombre croissant de SNe-Ia sont détectés et étudiés par plusieurs collaborations partout dans le monde, afin d'affiner la mesure du valeur de w. La précision sur w est maintenant aussi bas que 7%, avec près de 1000 SNe-Ia dans le diagramme de Hubble. Malheureusement, la mesure est désormais dominé par les incertitudes systématiques, la principale source de la systématique en étant l'étalonnage photométrique des imageurs utilisés pour mesurer le flux des SNe Ia. Ce travail de thèse a pour sujet l'étalonnage photométrique. Pour améliorer les résultats actuels, les astronomes n'ont pas d'autre choix que de revoir les systèmes d'étalonnage anciens. Depuis 2005, les collaborations sur l'énergie noire ont lancé des efforts d'étalonnage ambitieux, redéfini les standards primaires et la métrologie entre ces standards et leurs images scientifiques pour pousser le budget d'erreur bien inférieure à 1%. Depuis 2008, le groupe de Cosmologie de l'LPNHE a été impliqué dans la construction d'un système d'étalonnage spectrophotométrique pour la dernière génération des imageurs grand-champ. En particulier, l'équipe a conçu et construit SkyDICE (SkyMapper Direct Illumination Calibration Experiment), installé dans le dôme du télescope SkyMapper (Observatoire Siding Springs, Australie). Dans ce projet nous avons montré qu'il est possible de construire une source lumineuse à base des LEDs qui échantillonnent uniformément toute la gamme des longueur d'ondes visible du télescope SkyMapper. La stabilité de la source est remarquable, allant de quelques 10-4 pour la majorité des LEDs, à 10−3 pour les canaux les moins stables. J'ai détaillé l'étalonnage spectrophotométrique de l'appareil sur notre banc de test au LPNHE. Plus important encore, j'ai montré qu'il est possible de construire un modèle spectrophotométrique de chaque LED, qui peut prédire le spectre des LEDs à n'importe quelle température T. Chacun de ces modèles est livré avec un budget d'incertitude que représente (1)-le nombre limité de mesures spectroscopiques et photométriques et (2)-les incertitudes du banc de test. Enfin, j'ai décrit une méthode pour calibrer les bandes passantes effectives de l'imageur, et de surveiller les filtre avec des sériés d'images d'étalonnage prises avec SkyDICE. Cette méthode prend en compte toutes les incertitudes du banc d'essai et le propage aussi exactement que possible. Le méthode est actuellement appliqué à l'ensemble de données réelles de SkyDICE, et ce qui a été présenté ici est un ensemble de tests effectués sur des ensembles de données simulées. Un résultat important de ce travail est que, malgré le fait que les LEDs ne sont pas des sources monochromatiques, nous sommes en mesure de contrôler la position des fronts de filtre avec une précision bien inférieure à 1-nm. En ce qui concerne la bande passante étalonné, nous avons calculé les incertitudes affectant nos estimations sur la normalisation de la bande passante, par rapport à la bande r. Dans le meilleur scénario, où les incertitudes sont tous corrélés positivement, nous avons montré que, après quelques analyses d'étalonnage, nous nous attelons à une précision d'environ 0,4% dans les bandes u et v et d'environ 0,3% dans les autres bandes. L'analyse de l'ensemble de données des SkyDICE est toujours en cours et le premier contraintes seront publiés bientôt.