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Cette thèse est consacrée au développement d'un modèle End-to-End pour le spectrocalorimètre X-IFU qui observera à partir de 2028 l'Univers en rayons X avec une précision jamais atteinte auparavant. Ce travail s'est essentiellement organisé en deux parties. J'ai dans un premier temps étudié la dynamique des parties les plus internes des binaires X de faible masse à l'aide de deux sondes particulières que sont les sursauts X et les oscillations quasi-périodiques au kHz (kHz QPOs). En me basant sur les données d'archive du satellite Rossi X-ray Timing Explorer et sur des méthodes d'analyse spécifiquement développées dans ce but, j'ai notamment pu mettre en évidence pour la première fois une réaction du premier sur le second, confirmant le lien très étroit entre ces oscillations et les parties les plus internes du système. Le temps de rétablissement du système suite aux sursauts entre également en conflit dans la plupart des cas avec l'augmentation supposée du taux d'accrétion suite à ces explosions. Au travers d'une analyse spectro-temporelle complète des deux kHz QPOs de 4U 1728-34, j'ai également pu confirmer l'incompatibilité des spectres de retard des deux QPOs qui suggère une origine différente de ces deux oscillations. L'étude de leurs spectres de covariance, obtenus pour la première fois dans cette thèse, a quant à elle mis en évidence le rôle central de la couche de Comptonisation et potentiellement celui d'une zone particulièrement compacte de la couche limite pour l'émission des QPOs. Dans le second volet de ma thèse, j'ai développé un simulateur End-to-End pour l'instrument X-IFU permettant de représenter l'ensemble du processus menant à une observation scientifique en rayons X, de l'émission des photons par une source jusqu'à leur mesure finale à bord du satellite. J'ai notamment mis en place des outils permettant la comparaison précise de plusieurs matrices de détecteurs en prenant en compte les effets de la reconstruction du signal brut issu des électroniques de lecture. Cette étude a mis en évidence l'intérêt de configurations hybrides, contenant une sous-matrice de petits pixels capables d'améliorer par un ordre de grandeur la capacité de comptage de l'instrument. Une solution alternative consisterait à défocaliser le miroir lors de l'observation de sources ponctuelles brillantes. Situées au coeur de la performance du X-IFU, j'ai également comparé de manière exhaustive différentes méthodes de reconstruction des signaux bruts issus des détecteurs X-IFU. Ceci a permis de montrer qu'à faible coût en termes de puissance de calcul embarquée, une amélioration significative de la résolution en énergie finale de l'instrument pouvait être obtenue à l'aide d'algorithmes plus sophistiqués. En tenant compte des contraintes de calibration, le candidat le plus prometteur apparaît aujourd'hui être l'analyse dans l'espace de résistance. En me servant de la caractérisation des performances des différents types de pixels, j'ai également mis en place une méthode de simulation rapide et modulable de l'ensemble de l'instrument permettant d'obtenir des observations synthétiques à long temps d'exposition de sources X très complexes, représentatives des futures capacités du X-IFU. Cet outil m'a notamment permis d'étudier la sensibilité de cet instrument aux effets de temps mort et de confusion, mais également d'estimer sa future capacité à distinguer différents régimes de turbulence dans les amas de galaxies et de mesurer leur profil d'abondance et de température. A plus long terme ce simulateur pourra servir à l'étude d'autres cas scientifiques, ainsi qu'à l'analyse d'effets à l'échelle de l'ensemble du plan de détection tels que la diaphonie entre pixels. / This thesis is dedicated to the development of an End-ta-End model for the X-IFU spectrocalorimeter scheduled for launch in 2028 on board the Athena mission and which will observe the X-ray universe with unprecedented precision. This work has been mainly organized in two parts. I studied first the dynamics of the innermost parts of low mass X-ray binaries using two specific probes of the accretion flow: type I X-ray bursts and kHz quasi-periodic oscillations (kHz QPOs). Starting from the archivai data of the Rossi X-ray Timing Explorer mission and using specific data analysis techniques, I notably highlighted for the first time a reaction of the latter to the former, confirming the tight link between this oscillation and the inner parts of the system. The measured recovery time was also found in conflict with recent claims of an enhancement of the accretion rate following these thermonuclear explosions. From the exhaustive spectral timing analysis of both kHz QPOs in 4U 1728-34, I further confirmed the inconsistancy of their lag energy spectra, pointing towards a different origin for these two oscillations. The study of their covariance spectra, obtained here for the first time, has revealed the key role of the Comptonization layer, and potentially of a more compact part of it, in the emission of the QPOs. In the second part of my thesis, I focused on the development of an End-to-:End simulator for the X-IFU capable of depicting the full process leading to an X-ray observation, from the photon emission by the astrophysical source to their on-board detection. I notably implemented tools allowing the precise comparison of different potential pixel array configurations taking into account the effects of the event reconstruction from the raw data coming from the readout electronics. This study highlighted the advantage of using hybrid arrays containing a small pixel sub-array capable of improving by an order of magnitude the count rate capability of the instrument. An alternative solution would consist in defocusing the mirror during the observation of bright point sources. Being a key component of the overall X-IFU performance, I also thoroughly compared different reconstruction methods of the pixel raw signal. This showed that with a minimal impact on the required on-board processing power, a significant improvement of the final energy resolution could be obtained from more sophisticated reconstruction methods. Taking into account the calibration constraints, the most promising candidate currently appears to be the so-called "resistance space analysis". Taking advantage of the obtained performance characterization of the different foreseen pixel types, I also developed a fast and modular simulation method of the complete instrument providing representative synthetic observations with long exposure times of complex astrophysical sources suffinguish different turbulence regimes in galaxy clusters and to measure abundance and temperature profiles. In the longer run, this simulator will be useful for the study of other scientific cases as well as the analysis of instrumental effects at the full detection plane level such as pixel crosstalk.

Avec les récents développements obtenus grâce aux modèles globaux magnétohydrodynamiques en trois dimensions de la convection solaire, il est désormais possible de simuler des champs magnétiques structurés à grande échelle et présentant des inversions de polarité bien synchronisées dans chaque hémisphère. Ces modèles qui n'incluent, pour la plupart, aucune modélisation de la surface du Soleil génèrent donc leur dynamo avec l'action de la force électromotrice turbulente (FEM) et de la rotation différentielle uniquement. À partir de cette FEM, différentes techniques peuvent être utilisées pour extraire les coefficients de transport turbulent. Notamment, différents auteurs ont obtenu un tenseur alpha (coefficient du premier ordre) dont les 9 composantes présentent des amplitudes du même ordre, remettant en doute l'approximation faite dans le cas des modèles dynamo de type alphaOmega qui ne tient en compte qu’une de composante du tenseur. À partir d'un code d'analyse par décomposition en valeurs singulières pour évaluer les coefficients du tenseur alpha, nous avons généralisé la procédure pour extraire 18 des composantes du tenseur de deuxième ordre (tenseur beta). Les tenseurs alpha et beta obtenus par cette nouvelle procédure tel qu'appliquée aux sorties du modèle global EULAG-MHD, sont similaires aux tenseurs alpha et beta équivalant obtenus en utilisant l'approximation « Second Order Correlation Approximation ». À l'aide des coefficients de transport turbulent du premier ordre introduit dans un modèle dynamo en champ moyen, nous avons ensuite étudié certaines solutions magnétiques présentant des doubles dynamos. Cette analyse avait pour but de comparer les résultats obtenus par ce modèle simplifié caractérisé par la FEM provenant de EULAG-MHD aux résultats de EULAG-MHD directement. Cette preuve de concept nous a permis de démontrer que l'oscillation observée dans le champ magnétique en surface de EULAG-MHD pouvait provenir de l'action inductive d'une seconde dynamo. Une oscillation biennale est également observée dans plusieurs indices d'activité solaire dont l'origine n'est toujours pas établie. Il est évident que les deux modèles décrits ci-haut et le Soleil opèrent dans des régimes physiques différents. Toutefois, malgré leurs différences, le fait qu'il soit relativement facile de produire une seconde dynamo dans EULAG-MHD et dans le modèle en champ moyen indique que l'action inductive de la FEM peut facilement générer deux dynamos. Finalement, dans le but d'étudier les périodes de grands minima, phénomène encore non reproduit par les modèles globaux, nous avons ajouté une rétroaction magnétique sur l'écoulement azimutal au modèle dynamo cinématique en champ moyen décrit ci-haut. En analysant les solutions de ce modèle dynamo de type alpha2Omega non cinématique, nous avons pu reproduire la tendance observée jusqu'ici uniquement dans les modèles de type alphaOmega selon laquelle le nombre de nombre de Prandtl magnétique contrôle le rapport des périodes générées. De plus, en analysant une solution sur 50 000 ans présentant des périodes de grands minima et maxima non périodiques, nous avons obtenu une distribution de temps de séparation des grands minima presque exponentielle, caractéristique observée dans les reconstructions de l'activité solaire. La rotation différentielle associée à ces périodes de grands minima présente un niveau de fluctuation de 1% par rapport au profil moyen. Ce niveau de fluctuation est d'ailleurs comparable avec les reconstructions historiques de la rotation différentielle en surface obtenues lors du grand minimum de Maunder. / The recent developments achieved by tri-dimensionals magnetohydrodynamic (3D-MHD) global simulations of solar convection allow us to generate an organized large-scale magnetic fields with well-synchronized hemispheric polarity reversal. Because the vast majority of these simulations do not include a modelization of the Sun's surface layer, the generation of their dynamo is thus solely due to the action of the turbulent electromotive force (EMF) in conjunction with differential rotation. From this EMF, different methods can be used to extract the turbulent transport coefficients. In particular, various authors found a full 9 component alpha-tensor (first order coefficients) where all the components are of the same order of magnitude. This finding calls into question the alphaOmega approximation made by the vast majority of mean field dynamo models. We generalized a first order (alpha-tensor) singular value decomposition (SVD) analysis procedure to extract the 18 additional components of the second order tensor (beta-tensor). The alpha and beta tensors obtained by this new procedure as applied to the EULAG-MHD outputs, are similar to the equivalent alpha and beta tensors obtained using the second order correlation approximation (SOCA). By introducing the first order turbulent transport coefficients in a mean field dynamo model, we study the magnetic solutions where double dynamo modes were observed. This analysis allows us to compare the mean field dynamo solutions produced with the EMF, as extracted from EULAG-MHD, with the real magnetic output of EULAG-MHD. This proof of concept demonstrated that the quasi-biennal oscillation observed in the surface toroidal magnetic field in EULAG-MHD can be produced by the inductive action of a secondary dynamo. A similar quasi-biennal oscillation signal is also observed in multiple proxies of the solar activity whose origin is still not confirmed. Although the physical set of properties under which the two numerical models described above operate are different from the Sun, the fact that both models can reproduce a secondary dynamo shows us that the inductive action of the EMF can easily produce two dynamos. Finally, in order to study epochs of grand minima that still cannot be reproduced in global 3D-MHD simulations of convection, we added a magnetic feedback on the mean azimutal flow in our kinematic mean field model. This non-kinematic alpha2Omega model was able to reproduce the tendency of the Prandtl number (Pm) to control the ratio of the modulation period. More specifically, we found an inverse relation between Pm and the ratio of the main magnetic cycle period to the grand minima occurrence period. Moreover, by analyzing a simulation of a length of 50,000 years, where aperiodic periods of grand minima and maxima are observed, we found a waiting time distribution (WTD) of the grand minima close to an exponential, a characteristic also observed in the reconstruction of the solar activity. Finally, the level of fluctuation in the surface differential rotation associated with epochs of grand minima is ~1%. This level of fluctuation was also observed in historical reconstructions of the surface differential rotation during the Maunder minimum.

Le système TRAPPIST-1 offre une opportunité sans précédent de caractériser les premières planètes potentiellement habitables en dehors de notre système solaire. Dans ce mémoire est décrit le développement d’un pipeline de réduction de données personnalisé pour le mode WIRC+Spec de la caméra infrarouge à grand champ récemment mise à niveau à l’observatoire Palomar. Nous introduisons une nouvelle approche d’ajustement de la fonction d’étalement du point basée sur la transformation de Karhunen-Loève pour extraire des courbes de lumière photométrique et spectroscopique de sources de forme irrégulière, que nous appliquons aux observations de l’exoplanète TRAPPIST-1d pour mesurer ses spectres de transmission dans les bandes J (1.1 à 1.4 µm) et Ks (1.95 à 2.35 µm). Un guide détaillé est présenté pour l’implémentation d’un calcul de profils de température incluant l’équilibre radiatif et convectif pour une modélisation atmosphérique efficace et précise. En comparant une multitude de scénarios atmosphériques aux observations de TRAPPIST-1d, nous obtenons des contraintes sur la composition et la structure de son atmosphère, excluant les scénarios sans nuages avec des métallicités inférieures à 300 fois la valeur solaire à 3σ. / The TRAPPIST-1 system provides an unprecedented opportunity to characterize the first potentially habitable planets outside our solar system. In this work we describe the development of a custom data reduction pipeline for the WIRC+Spec mode of the recently upgraded Wide Field Infrared Camera instrument on Palomar Observatory. We introduce a novel, Karhunen-Loève transform based approach to extract photometric and spectroscopic light curves from irregularly shaped sources, which we apply to observations of the TRAPPIST-1d exoplanet to measure the J band (1.1 to 1.4 µm) and Ks band (1.95 to 2.35 µm) transmission spectra. We also present a detailed guide into the implementation of a self-consistent, radiative-convective temperature structure calculation for efficient and accurate atmospheric modelling. Comparing a host of atmospheric scenarios to the observations of TRAPPIST-1d to date, we constrain its atmosphere, ruling out cloud-free atmospheres with metallicities lower than 300 times the solar value at 3σ confidence.

Les associations locales jeunes (YMG ; young moving group) sont des groupes d’étoiles jeunes, principalement des étoiles naines M, partageant une cinématique commune, situées dans le voisinage solaire et formées à la même époque lors de l’effondrement d’un nuage moléculaire unique à chaque association. Ce sont des laboratoires idéals pour l’étude des dernières étapes de la formation stellaire et l’imagerie directe d’exoplanètes. L’association β Pictoris (βPMG ; β Pictoris moving group) est l’une des plus jeunes et des plus rapprochées, mais son âge demeure incertain : les méthodes des isochrones et de la limite d’épuisement du lithium (LDB ; lithium depletion boundary ; 21−24 Ma) sont incohérentes avec la méthode du retracement à l’origine (11−13 Ma), consistant à retracer le parcours des étoiles membres jusqu’à l’époque où l’étendue de l’association était minimale, soit l’époque de la formation stellaire. Cette étude présente une nouvelle méthode numérique, appelée Traceback, permettant de trouver un âge cinématique pour une association par retracement à l’origine avec les données du catalogue Gaia Data Release 2 (DR2). Sa précision théorique maximale est calculée et deux biais sont caractérisés : un biais dû aux erreurs de mesure (∼ −4,5 Ma) et un biais ∆v_r, grav = 0,5 km/s sur les mesures de vitesse radiale (v_r) dû au décalage vers le rouge gravitationnel (∼ −1,8 Ma). En appliquant cette méthode à un échantillon de 46 membres validés de l’association β Pictoris, un âge cinématique corrigé de 17−19 Ma, compatible avec les âges obtenus avec les méthodes des isochrones et de la LDB, est trouvé en minimisant la déviation médiane absolue (MAD ; median absolute deviation), une mesure de l’étendue de l’association résiliente aux données déviantes, et la covariance X-U entre les positions X et les vitesses U des étoiles membres. De plus, on montre que l’usage d’un arbre couvrant de poids minimal (MST ; minimum spanning tree) n’apporte aucun avantage. / Young moving groups (YMGs) are associations of young stars, mainly M dwarfs, that share a common kinematics, located in the solar neighbourhood and formed at the same epoch by the collapse of a molecular cloud that is unique to every association. They are ideal laboratories for the study of the last steps of stellar formation and the direct imaging of exoplanets. The β Pictoris moving group (βPMG) is one of the youngest and closest YMGs, although its age remains uncertain: ages found using isochrones or the lithium depletion boundary (LDB; 21 − 24 Myr) are inconsistent with traceback ages (11 − 13 Myr), found by tracing back the trajectories of member stars up to the epoch when the size of the YMG was minimal, which coincides with the epoch of stellar formation. This study presents a new numerical method, called Traceback, capable of finding a kinematic age for a YMG by traceback with data from the Gaia Data Release 2 (DR2) catalog. Its maximal theoretical precision is calculated and two important biases are characterized: a bias due to measurement errors (∼ −4.5 Myr) and a ∆v_r, grav = 0.5 km/s bias on radial velocity (v_r ; vitesse radiale) measurements due to gravitational redshift (∼ −1.8 Myr). When this method is applied to a sample of 46 validated members of βPMG, a corrected kinematic age of 17 − 19 Myr, in agreement with isochrones and LDB ages, is found by minimizing the median absolute deviation (MAD), a measure of the size of the association that is robust against outliers in the data, and the X-U covariance between the X positions and the U velocities of member stars. Furthermore, the use of a minimum spanning tree (MST) is shown not to be advantageous.

Ce mémoire présente un relevé en photométrie rapide visant la découverte de nouvelles étoiles naines blanches de type ZZ Ceti, dont l'atmosphère est dominée par l'hydrogène. Les naines blanches représentent le stade final de l’évolution des étoiles de masse inférieure à M~8 Msol, soit 97% de la population stellaire. En se refroidissant, ces cadavres stellaires traversent une phase d'instabilité qui se manifeste sous la forme de variations de la luminosité de l'étoile dans une région étroite du plan masse - température effective appelée bande d'instabilité. Le but principal de notre étude est d'identifier de nouvelles étoiles naines blanches de type ZZ Ceti à l'intérieur de cette bande d'instabilité. Pour ce faire, nous avons mesuré avec grande précision la température effective et la masse de toutes les naines blanches dans l'hémisphère nord à l'intérieur de 100 parsecs de distance du Soleil, en combinant les mesures de parallaxes trigonométriques du relevé astrométrique Gaia avec les mesures photométriques des relevés Pan-STARRS, SDSS et CFIS, puis en les comparant avec les prédictions de modèles d'atmosphère détaillés. Des courbes de lumière de candidates ZZ Ceti, sélectionnées à l'intérieur de la bande d'instabilité empirique, ont ensuite été obtenues avec l'instrument PESTO attaché au télescope de 1.6 m de l'Observatoire du Mont-Mégantic. Nous avons découvert 29 nouvelles ZZ Ceti, dont une très rare naine blanche variable supermassive. Nous avons également identifié, dans la bande, 5 étoiles possiblement variables et 32 objets qui ne semblent montrer aucune variation photométrique. Plusieurs de ces dernières pourraient toutefois être variables avec une amplitude sous notre seuil de détection, ou encore être hors de la bande d'instabilité à cause d'erreurs sur leurs paramètres photométriques. Nos résultats, combinés à d’autres à venir, permettront de vérifier la pureté de la bande d'instabilité, c'est-à-dire qu'elle soit dépourvue d'étoiles non variables, un résultat qui supporterait l'idée que les ZZ Ceti représentent une phase inévitable dans l'évolution des naines blanches riches en hydrogène. Si tel était le cas, il serait alors possible de sonder la structure interne de l'ensemble des naines blanches de type DA à l'aide de l'astérosismologie, procurant un outil additionnel permettant de comprendre leur évolution. / This thesis presents a high-speed photometric survey aimed at discovering new ZZ Ceti white dwarf stars, whose atmosphere is dominated by hydrogen. White dwarfs represent the final stage of stellar evolution for main-sequence stars less massive than M~8 Msol, or 97% of the stellar population. These stellar remnants go through a phase of pulsational instability that manifests itself in the form of luminosity variations, as they evolve through a narrow region of the mass-effective temperature plane, called the ZZ Ceti instability strip. The main goal of our study is to identify new ZZ Ceti white dwarfs within this instability strip. To do so, we measured with high precision the effective temperature and mass of all white dwarfs in the Northern Hemisphere within 100 parsecs of the Sun, by combining trigonometric parallax measurements from the astrometric survey Gaia, with photometric measurements from the Pan-STARRS, SDSS, and CFIS surveys, and by comparing these observations with the predictions of detailed model atmospheres. Light curves of ZZ Ceti candidates, selected within the empirical instability strip, were then obtained with the PESTO instrument attached to the 1.6 m telescope of the Mont-Mégantic Observatory. We discovered 29 new ZZ Ceti stars, including a very rare ultra-massive variable pulsator. We also identified 5 possibly variable stars within the strip, in addition to 32 objects that do not appear to show any photometric variability. However, several of those could be variable with an amplitude below our detection threshold, or could be located outside the instability strip due to errors in their photometric parameters. Our results, combined with others to come, will allow us to verify the purity of the instability strip, i.e. that it is devoid of non-variable stars, a result that would support the idea that ZZ Ceti stars represent an inevitable phase through which all hydrogen-atmosphere white dwarfs must evolve. If this were the case, it would then be possible to probe the internal structure of all DA-type white dwarfs using asteroseismology, providing an additional tool for understanding their evolution.

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Les phénomènes éruptifs du Soleil sont souvent accompagnés par l'accélération de particules chargées qui peuvent avoir des impacts significatifs sur la Terre. Toutefois, le mécanisme responsable de ces phénomènes n'est pas suffisamment bien compris pour qu’on puisse en prédire l'occurence. Les satellites et les observatoires terrestres sondent la photosphère, la chromosphère et la couronne du Soleil et sont essentiels pour l'étude de l'activité solaire. Les simulations numériques tentent de faire le pont entre la physique décrivant l'intérieur de l'étoile et de telles observations. La prochaine étape pour des simulations réalistes serait la prévision à court terme des structures à la surface du Soleil. Les travaux présentés dans cette thèse explorent comment des notions empruntées de la météorologie (e.g., l'assimilation des données) et de l'intelligence artificielle (e.g., les réseaux de neurones) pourraient être utilisées pour la prédiction à court terme de l'activité solaire dans le contexte de la météorologie spatiale. En particulier, nous présentons notre implémentation de l'assimilation des données dans un modèle magnétohydrodynamique (MHD) radiatif du Soleil calme (i.e., en l'absence d'activité magnétique) afin de prédire l'évolution de la granulation solaire durant une courte période de temps. Toutefois, ce ne sont pas toutes les variables du modèle qui peuvent être observées ou mesurées à l'aide d'instruments. Par exemple, les mesures directes des mouvements du plasma à la surface du Soleil sont limitées à la composante le long de la ligne de visée. Plusieurs algorithmes ont donc été développés afin de reconstruire la composante transverse à partir de mesures de l'intensité de la lumière ou du champ magnétique. Nous comparons les champs de vitesse inférés par différentes méthodes, dont un réseau de neurones, afin d'identifier la méthode la mieux adaptée pour générer des observations synthétiques dans une chaîne de réduction des données qui pourraient ensuite être introduites dans notre système pour l'assimilation des données. / Eruptive events of the Sun, which often occur in the context of flares, convert large amounts of magnetic energy into emission and particle acceleration that can have significant impacts on Earth's environment. However, the mechanism responsible for such phenomena is not sufficiently well understood to be able to predict their occurrence. Satellites and ground-based observatories probe the Sun's photosphere, chromosphere and corona and are key in studying solar activity. Numerical models have attempted to bridge the gap between the physics of the solar interior and such observations. The next step for realistic simulations would be to forecast the short term evolution of the Sun's photosphere. The following work explores how notions borrowed from meteorology (e.g., data assimilation) and artificial intelligence (e.g., neural networks) could be used to forecast short term solar activity for space-weather modelling purposes. More specifically, we present an implementation of data assimilation in a radiative MHD model of the Quiet Sun (i.e., in the absence of significant magnetic activity) to forecast its evolution over a short period of time. However, not all model variables are directly observable. For example, direct measurements of plasma motions at the photosphere are limited to the line-of-sight component. Multiple algorithms were consequently developed to reconstruct the transverse component from observed continuum images or magnetograms. We compare velocity fields inferred by different methods, including a neural network, to identify the method best suited to generate instantaneous synthetic observations in a data reduction pipeline that would included in our data assimilation framework.

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