Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

La période de réionisation est une transition dans l'histoire de l'Univers qui change sont état d'ionisation. Les progrès en calcul intensif permettent maintenant de modéliser l'évolution du phénomène. D'habitude, les analyses se concentrent sur l'évolution de propriétés globales dans les simulations. Différemment, j'ai mis au point une nouvelle technique d'analyse de simulations qui permet d'appréhender le phémomène global de manière locale. Elle s'appuie sur l'extraction d'un arbre de fusion de régions HII pour caractériser le processus de réionisation. La technique a été appliqué dans plusieurs simulations où différents modèles de sources ont été considérés pour étudier leur impact sur la chrono-morphologie du processus. Dans un second temps, l'arbre a permis de caractériser l'histoire de réionisation passée de galaxies de types Voie Lactée. Enfin, la technique a été appliquée dans des simulations du Groupe Local pour quantifier l'histoire de réionisation de MW et M31.

Les émissions de monoxyde d'azote (NO) sont observables sur toutes les planètes telluriques entourées d'une atmosphère. Sur Vénus, ces émissions ont été identifiées en 1979. Elles sont classiquement observables dans l'ultraviolet, entre 180 et 300 nm, mais il est également possible de les détecter en infrarouge entre 1,2 et 1,3 μm. L'émission aéronomique du NO est due à un processus de recombinaison radiative se produisant du côté nuit de la planète. L'atmosphère de Vénus est composée essentiellement de CO2 et de N2 et côté jour, les radiations solaires cassent ces molécules et libèrent des atomes d'azote et d'oxygène. Dans la haute atmosphère, au-dessus de 100 km, les vents zonaux transportent ces atomes vers le côté nocturne où ils se recombinent pour former du NO et émettent alors un rayonnement ultraviolet. L'émission aéronomique du NO est ainsi un bon traceur de cette circulation sub-solaire/anti-solaire. La mission Venus Express, actuellement en orbite autour de Vénus, possède à son bord l'instrument SPICAV, un spectromètre capable d'observer les émissions de NO dans l'ultraviolet. Les travaux de cette thèse se basent sur les observations SPICAV réalisées en mode d'occultation stellaire. Ce jeu de données, sur lequel les émissions de NO apparaissent, permet d'agrandir la base de données sur cette émission aéronomique et permet une approche complémentaire des observations au limbe. Le travail a consisté à établir deux méthodes d'inversion de ces émissions de NO. La première méthode, appelée modèle direct, est une simulation de ce que nous devons observer avec SPICAV en occultation stellaire. La seconde méthode, nommée algorithme d'inversion, est une inversion matricielle des données. Chaque méthode aboutit aux caractéristiques de la couche de NO présente dans l'atmosphère de Vénus. Nos résultats permettent de mieux contraindre le contexte dynamique de l'atmosphère vénusienne, aux altitudes supérieures à 100 km.

L'expérience PAMPRE permet de produire des équivalents d'aérosols de l'atmosphère de Titan grâce à un plasma radio fréquence dans un mélange N2-CH4. Le premier objectif de cette thèse a été d'étudier le plasma afin de caractériser la source d'énergie permettant d'amorcer cette chimie. Des mesures de densité électronique montrent que celle-ci est plus faible dans les mélanges N2 -CH4 que dans l'azote pur. Une étude du plasma par spectroscopie optique d'émission montre que cette diminution de densité d'électrons peut être compensée par une augmentation de leur énergie pour maintenir la décharge. Le second objectif est une étude de la croissance des aérosols par des mesures ex situ et in situ Les observations d'aérosols au MEB mettent en évidence l'influence des paramètres du plasma sur la taille des poudres: pour des proportions élevées de CH4 ou des débits de gaz faibles (minimisant ainsi la force de traînée), les particules sont plus grosses, et peuvent atteindre 1 µm de diamètre. En pulsant le plasma, avec une durée d'allumage de 10 s, les aerosols obtenus ont un diamètre proche de celui des aerosols de Titan (90 nm). L'étude en mode pulsé a également permis de mesurer le temps de formation des aérosols, de quelques dizaines de secondes. Ce temps est réduit à pression élevée ou à concentration de CH4 faible. Enfin, un diagnostic de mesure de lumière diffusée a été conçu pour étudier la croissance in situ en temps réel. Les variations du degré de polarisation mesurées sont reproduites par un code de diffusion de Mie, et permettent de déduire la variation du rayondes particules au cours du temps. Les vitesses de croissance obtenues sont de l'ordre de 4 nm/ s.

Through the work on X-ray and gamma-ray data of AGN I contributed significantly to the progress in the unification of AGN since I finished my PhD in 2000. <p> The study of the evolutionary behaviour of X-ray selected blazars (Beckmann & Wolter 2001; Beckmann et al. 2002, 2003b; Beckmann 2003) shows that their evolution is not as strongly negative as indicated by previous studies. The overall luminosity function is consistent with no evolution in the 0.1−2.4 keV band as seen by ROSAT/PSPC. There is still a difference compared to the luminosity function of FSRQ and LBL, which seem to show a positive evolution, indicating that they have been more luminous and/or numerous at cosmological distances. We indicated a scenario in order to explain this discrepancy, in which the high luminous FSRQ develop into the fainter LBL and finally into the BL Lac objects with high frequency peaks in their spectral energy distribution but overall low bolometric luminosity. <p> Studying the variability pattern of hard X-ray selected Seyfert galaxies, we actually found differences between type 1 and type 2 objects, in the sense that type 2 seemed to be more variable (Beckmann et al. 2007a). This breaking of the unified model is caused by the different average luminosity of the absorbed and unabsorbed sources, as discussed in Sect. 4.7.3. This can be explained by a larger inner disk radius when the AGN core is most active (the so-called receding disc model). <p> The work on the sample characteristics of hard X-ray detected AGN also led to the proof that the average intrinsic spectra of type 1 and type 2 objects are the same when reflection processes are taken into account (Beckmann et al. 2009d). This also explains why in the past Seyfert 2 objects were seen to have harder X-ray spectra than Seyfert 1, as the stronger reflection hump in the type 2 objects makes the spectra appear to be flatter, although the underlying continuum is the same. <p> Further strong evidence for the unification scheme comes from the observation of a fundamental plane which connects type 1 and type 2 objects smoothly (Beckmann et al. 2009d). In addition, in the case of the Seyfert 1.9 galaxy MCG-05-23-016 I showed that the spectral energy distribution of this source and its accretion rate is similar to that of a Galactic binary (Beckmann et al. 2008a). <p> Throughout the studies I have shown that the intrinsic spectral shape appears to be very stable on weeks to year time scale (Beckmann et al. 2004d, 2005b, 2007b, 2008a). This implies that the overall geometry of the AGN over these time scales did not change dramatically. The variations in intensity can then be explained in two ways: either the amount of material emitting the hard X-rays varies, or the amount of plasma visible to the observer varied, e.g. through different orientation of the disk with respect to the observer. In an upcoming paper we will show though, that NGC 4151 indeed also shows different spectral states, similar to the low-hard versus high-soft spectra in Galactic black hole binaries (Lubinski et al. 2010). A similar result seems to emerge from our INTEGRAL studies on NGC 2110 (Beckmann & Do Cao 2011). For INTEGRAL's AO-8 I have submitted a proposal in order to study spectral states in the Seyfert 2 galaxy NGC 2992, which seems to show a state change over the past 5 years as seen in Swift/BAT longterm monitoring. <p> The work on the luminosity function of AGN at hardest X-rays (Beckmann et al. 2006d) had a large impact on our understanding of the cosmic X-ray background. As this was the first study of its kind, it showed for the first time that indeed the fraction of highly obscured Compton thick AGN is much lower than expected before the launch of INTEGRAL and Swift. The X-ray luminosity function we revealed is indeed not consistent with the source population seen by INTEGRAL (Beckmann et al. 2006a, 2009d; Sazonov et al. 2007) and Swift (Tueller et al. 2008) being the only contributors to the cosmic hard X-ray background. Thus other sources outside the parameter space observable by these missions have to contribute significantly to the cosmic X-ray background. Our work on the luminosity function triggered several other studies on this issue. The subsequent derived luminosity functions by other groups (Sazonov et al. 2007; Tueller et al. 2008; Paltani et al. 2008) are consistent with our findings. <p> This also gave rise to an increased interest in the exact shape of the Cosmic X-ray background around its peak at 30 keV, triggering several attempts to a new measurement. Background studies were presented based on a Earth-occultation observation by INTEGRAL (Churazov et al. 2007, 2008; Türler et al. 2010) and by Swift (Ajello et al. 2008). <p> The understanding of the emission processes in AGN requires knowledge over a wide range of the spectral energy distribution (SED). In studies using CGRO/EGRET and Fermi/LAT data I derived the SED for blazars and non-blazars towards the gamma-ray range (Beckmann 2003; Beckmann et al. 2004b, 2010b). The work on the LAT data not only presented the gamma-ray detection of five gamma-ray blazars (QSO B0836+710, RX J1111.5+3452, H 1426+428, RX J1924.8-2914, and PKS 2149-306) for the first time, but also showed the potential in the combination of INTEGRAL and Fermi data. In the case of Cen A I derived the total energy output of the inverse Compton component based on the combined LAT, ISGRI, and JEM-X data, showing evidence for a spectral break at several hundred keV (Beckmann et al. 2010b). <br> In addition I successfully showed that gamma-ray blazars can be predicted through the study of their synchrotron branch at energies below 2 keV (Beckmann 2003 and this work). <p> Contributions of mine to research in fields other than AGN include the study of INTEGRAL detected gamma-ray bursts (e.g. Beckmann et al. 2003a, 2004a, 2008b, 2009a). Here and in collaboration with other colleagues I showed the potential of INTEGRAL data on GRB research. In the field of Galactic X-ray binaries I published one of the first Swift results on a newly discovered highly absorbed HMXB, IGR J16283-4838 (Beckmann et al. 2005a, 2006b). I also contributed significantly to analysis of many other Galactic sources, as shown in Section 4.6.1.

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K. / Brown dwarfs are objects with a mass intermediate between that required to form a star and that of a planet. Brown dwarfs are classified, from higher to lower temperature, under spectral types L, T and Y, caracterized by a J-K average color that varies from 1.2 to 1.8 for types L0 to L8, and from 1.8 to -0.5 for types L8 to T8. Furthermore, the J-K color of some spectral types presents more than a magnitude of dispersion. This study attempts to explain the large dispersion of the J-K color of the type L2 brown dwarfs. Observations were made with the infrared camera CPAPIR at the Observatoire du Mont Mégantic. We targeted a total of 22 brown dwarfs that were observed in the K band, and 12 among them were also observed in the J band. Each brown dwarf was calibrated with a standard star, which makes our data independent from those of 2MASS. We observe a correlation between the J-K colors obtained from our data and those from 2MASS. This shows that the large J-K dispersion in the data is due to brown dwarf physical properties and not to observational errors. Consideration of the factors that could be responsible for this large dispersion, namely the spectral classification, the metallicity, the surface gravity, an unresolved binarity, the presence of clouds and rotation, shows that surface gravity is the factor most likely to explain the large J-K color dispersion.

Cette thèse de doctorat présente les résultats d'un relevé spectropolarimétrique visant la détection directe de champs magnétiques dans le vent d'étoiles Wolf-Rayet (WR). Les observations furent entièrement obtenues à partir du spectropolarimètre ESPaDOnS, installé sur le télescope de l'observatoire Canada-France-Hawaii. Ce projet débuta par l'observation d'un étoile très variable de type WN4 appelée EZ CMa = WR6 = HD 50896 et se poursuivit par l'observation de 11 autres étoiles WR de notre galaxie. La méthode analytique utilisée dans cette étude vise à examiner les spectres de polarisation circulaire (Stokes V) et à identifier, au travers des raies d'émission, les signatures spectrales engendrées par la présence de champs magnétiques de type split monopole dans les vents des étoiles observées. Afin de pallier à la présence de polarisation linéaire dans les données de polarisation circulaire, le cross-talk entre les spectres Stokes Q et U et le spectre Stokes V fut modélisé et éliminé avant de procéder à l'analyse magnétique. En somme, aucun champ magnétique n'est détecté de manière significative dans les 12 étoiles observées. Toutefois, une détection marginale est signalée pour les étoiles WR134, WR137 et WR138 puisque quelques-unes de leur raies spectrales semblent indiquer la présence d'une signature magnétique. Pour chacune de ces trois étoiles, la valeur la plus probable du champ magnétique présent dans le vent stellaire est respectivement de B ~ 200, 130 et 80 G. En ce qui concerne les autres étoiles pour lesquelles aucune détection magnétique ne fut obtenue, la limite supérieure moyenne de l'intensité du champ qui pourrait être présent dans les données, sans toutefois être détecté, est évaluée à 500 G. Finalement, les résultats de cette étude ne peuvent confirmer l'origine magnétique des régions d'interaction en co-rotation (CIR) observées chez plusieurs étoiles WR. En effet, aucun champ magnétique n'est détecté de façon convaincante chez les quatre étoiles pour lesquelles la présence de CIR est soupçonnée. / This thesis presents the results of a spectropolarimetric survey aimed at detecting directly the presence of magnetic fields in Wolf-Rayet (WR) stars. The search for the elusive WR fields began by observing the highly variable WN4 star EZ CMa = WR6 = HD 50896 and continued among a sample of eleven bright WR stars. All observations were obtained using the highly-efficient ESPaDOnS spectropolarimeter at the Canada-France-Hawaii telescope. The methodology used in this study attempts to detect the characteristic circular polarization (Stokes V) pattern in strong emission lines that is expected to arise as a consequence of a global magnetic field with a split monopole configuration. Since Stokes V data were affected by significant cross-talk from linear polarization to circular polarization, the spurious cross-talk signal was removed prior to applying the magnetic analysis. In the end, no magnetic fields are unambiguously detected in any of the observed stars. Nonetheless, the data show evidence supporting marginal detections for WR134, WR137 and WR138 for which the most probable field intensities, in the observable parts of the stellar winds, are B ~ 200, 130 and 80 G, respectively. In the case of non-detections, the average field strength upper-limit for the magnetic field is B ~ 500 G. Finally, this study cannot confirm the magnetic origin of co-rotating interaction regions observed in several WR stars since, out of 4 stars showing CIR-type variability, none showed decisive evidence for the presence of magnetic fields.

Les noyaux actifs de galaxie (NAG) sont les objets les plus énergétiques de l'univers. Cette incroyable puissance provient de l'énergie gravitationnel de matière en rotation autour d'un trou noir super-massif siégeant au centre des galaxies. Environ 10% des NAG sont pourvus de jets relativistes émanant de l'objet central (trou noir et matière environnante) et s'étalant sur des échelles de l'ordre de la galaxie hôte. Ces jets sont observés à toutes les longueurs d'ondes, de la radio aux rayons gamma les plus énergétiques. En dépit de nombreuses études et d'instruments de plus en plus précis depuis leur découverte dans les années 1950, les NAG sont encore très mal compris et la formation, la composition et l'accélération des jets sont des questions encore pleinement ouvertes. Le modèle le plus répandu visant à reproduire l'émission des NAG, le modèle "une zone" repose souvent sur des hypothèse ad-hoc et ne parvient pas à apporter une modélisation satisfaisante.Le paradigme du "two-flow" (deux fluides) développé à l'IPAG et basé sur une idée originale de Sol et al (1989) a pour but de fournir une vision unifiée et cohérente des jets de NAG. Cette théorie repose sur une l'hypothèse principale que les jets seraient en fait composés de deux fluides co-axiaux: une colonne centrale composée d'un plasma purement leptonique (électrons/positrons) se déplaçant à des vitesses relativistes et responsable pour la grande partie de l'émission non thermique observée entourée par une enveloppe composée d'un plasma baryonique (électrons/protons), régie pas la magnéto-hydrodynamique, se déplaçant à des vitesses sous-relativistes mais transportant la majorité de l'énergie. Cette hypothèse est basée sur des indices observationnels ainsi que sur des arguments théoriques et permet d'expliquer nombre des caractéristiques des NAG.Afin d'étudier plus en profondeur le paradigme du two-flow, un modèle numérique basé sur ses concepts et produisants des observables comparables aux observations est nécessaire.Durant ma thèse, j'ai participé au développement de ce modèle, m'intéressant notamment à la diffusion Compton inverse de photons provenant de l'extérieur du jet. Ce processus, primordial dans la modélisation des NAG, est aussi central dans le paradigme du two-flow car il est à l'origine de l'accélération de la colonne via l'effet fusée Compton. Pour cela, j'ai du développer des nouvelles approximations analytiques de la diffusion Compton d'une distribution thermique de photons.En m'intéressant à l'effet fusée Compton, j'ai pu montré que dans le champ de photon thermique d'un NAG, le facteur de Lorentz d'ensemble du plasma pouvait être sujet à des variations le long du jet en fonction de la distance à l'objet central. Ces variations peuvent avoir un effet important sur l'émission observée et peuvent induire de la variabilité spatiale et temporelle. J'ai également montré que les facteurs de Lorentz terminaux obtenus étaient compatibles avec les conditions physiques attendus dans les jets et avec les observations.Le modèle complet produit des DES directement comparables aux observations. Néanmoins, le modèle est par nature erratique et il est quasiment impossible de relier directement les paramètres du modèles avec les DES produites. Malheureusement, les procédures standards d'adaptation automatique aux données (e.g. basé sur les méthodes de gradient) ne sont pas adaptées au modèle à cause de son grand nombre de paramètres, de sa non-linéarité et du temps de calcul important. Afin de palier à ce problème, j'ai développé une procédure d'adaptation automatique basée sur les algorithmes génétiques. L'utilisation de cet outil a permis la reproduction de plusieurs DES par le modèle. J'ai également montré que le modèle était capable de reproduire les DES observées avec des facteurs de Lorentz d'ensemble relativement bas, ce qui pourrait potentiellement apporter une harmonisation entre les observations et les nécessités théoriques. / Active galactic nuclei (AGN) are the most energetic objects known in the universe. Their fantastic energy is due to efficient conversion of gravitational energy of mass accreted on super-massive black-holes at the center of galaxy into luminous energy. 10% of AGN are even more incredible as they display relativistic jets on galaxy scales. Those jets are observed at all energies, from far radio to highest gamma-rays. Despite intense study since their discovery in the 50's and more and more observations, favored by rapid progress in instrumentation, AGN are still widely misunderstood. The questions of formation, composition, and acceleration of jets are central but still a matter of debates. Models aiming at reproducing observed emission have been developed throughout the years. The most common one, the one-zone model, often relies on ad hoc hypothesis and does not provide a satisfactory answer.The two-flow paradigm developed at IPAG and based on an original idea from Sol et al (1989) aims at giving a more coherent and physical representation of AGN jets. The principal assumption is that jets are actually composed of two coaxial flows: an inner spine made of a pure pair plasma, moving at relativistic speed and responsible for the non-thermal observed emission surrounded by an external sheath, made of a baryonic MHD plasma, midly relativistic but carrying most of the power. The two-flow paradigm finds roots in observations as well as theoretical arguments and has been able to explain many AGN features.During my PhD, I studied this paradigm and contributed to the development of a numerical model based on its concepts. I have been particularly interested in the inverse Compton scattering of thermal photons, fundamental process in the modeling of AGN emission, as well as the Compton rocket effect, key to the acceleration of the spine in the two-flow paradigm.However, taking into account the inverse Compton emission, with the complete cross-section (including the Klein-Nishina regime) and the anisotropy can be very time consuming. To accomplish fast and efficient computation of the external Compton emission, I have had to formulate new analytical approximations of the scattering of a thermal distribution of photons.I have also studied the Compton rocket effect, responsible for the acceleration of the inner spine in the two-flow paradigm. I showed that the resulting bulk Lorentz factor of the flow in the complex photon field of an AGN is subject to variations along the jet as a function of the distance to the central engine. These variations can have drastic effects on the observed emission and could induce variability, both spatially and temporally.I also showed that the terminal bulk Lorentz factor obtained are compatible with physical conditions expected in jets and with observations.The complete model produce spectral energy distribution (SED) comparable to observed ones. However, the model is by nature erratic and it is difficult to make a direct link between the model parameters (input) and the SED (output). Unfortunately, standard data fitting procedures (e.g. based on gradient methods) are not adapted to the model due to its important number of parameters, its important computing time and its non-linearity. In order to circumvent this issue, I have developed a fitting tool based on genetic algorithms. The application of this algorithm allowed me to successfully fit several SED. In particular, I have also showed that the model, because based on a structured jet model, can reproduce observations with low bulk Lorentz factor, thus giving hope to match observations and theoretical requirements in this matter.

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Les chocs forts sont présents dans des phénomènes astrophysiques variés. De tels chocs sont fortement influencés par le rayonnement par son couplage avec l’hydrodynamique. Par suite, leur topologie et leur dynamique sont assez complexes. Générer de tels chocs hypersoniques en laboratoire, dans des conditions contrôlées, est ainsi un outil pertinent pour étudier l’influence du rayonnement et pour comparer aux résultats des simulations numériques. Ces chocs sont générés par des lasers intenses et par des moyens électromagnétiques. La première partie du texte est consacré à l’étude numérique et expérimentale de l’interaction de deux chocs induits par laser se propageant en sens contraires. Les expériences ont été menées sur l’installation laser kJ PALS, qui permet de former deux chocs avec des vitesses propres différentes ($\sim$ 30-55 et 10-25 km/s respectivement) dans des gaz rares à pression faible (moins de 1 bar). Des diagnostics ont été installés : interférométrie visible, spectroscopie visible à résolution spatiale et temporelle, spectroscopie XUV intégrée en temps. Nos expériences montrent une forte interaction entre les deux précurseurs radiatifs. Les paramètres physiques du plasma ont été déduits de ces diagnostics et comparés aux résultats de simulations monodimensionnelles. La seconde partie est consacrée à la conception d’une expérience où le choc est généré de façon électromagnétique. L’optimisation de ce générateur est présentée ainsi que l’environnement expérimental permettant d’étudier des chocs jusqu’à 30 km/s dans des gaz rares peu denses (1 mbar). / Strong shocks are present in various astrophysical phenomena. Such shocks are strongly influenced by the radiation through its coupling with hydrodynamics. Thus their topology and dynamics are quite complex. Generating such hypersonic shocks in the laboratory, with controlled conditions, is thus an adequate tool to study the influence of radiation and to compare them with numerical simulations. Such shocks can be generated by intense lasers and electromagnetic devices.The first part of this dissertation concerns the numerical and experimental study of the interaction of two counter propagating laser-driven shocks. The experiments, performed at the kJ PALS laser facility allowed to generate shocks with different speeds ($\sim$ 30-55 km/s and 10-25 km/s), in noble gases and low pressure (less than 1 bar). Several diagnostics were implemented: visible interferometry, time- and space-resolved visible spectroscopy, and time integrated XUV spectroscopy. Our experiment shows a strong interaction of one radiative precursor onto the second one. The physical parameters of the plasma were deduced from the diagnostics and compared with 1-D simulation results. The second part is devoted to the design of an experiment where the shock is generated electromagnetically. The optimization of this generator is presented and also the full experimental set up which allows studying shock $\sim$ 30 km/s in noble gas at $\sim$ 1 mbar.