Nous avons étudié le couplage entre un plasma crée par laser et un champ magnétique dans deux configurations : 1) celle où les champs magnétiques sont autogénérés au cours de l'interaction laser-plasma, problématique liée à celle de la Fusion par Confinement Inertiel (FCI) et 2) celle où un champ magnétique externe est appliqué à un plasma laser en expansion libre dans le vide, configuration permettant notamment la modélisation en laboratoire des jets de matière observés en astrophysique. La première partie de cette thèse est donc dédiée à une étude numérique et expérimentale de la dynamique des champs magnétiques autogénérés lors de l'irradiation d'une cible solide par un laser de puissance (de durée d'impulsion nanoseconde ou picoseconde). Ces champs sont à considérer dans le cadre de la FCI car, en influençant la dynamique des électrons générés dans l'interaction, ils conditionnent en partie la réussite des expériences de fusion. La seconde partie de cette thèse est dédiée à l'étude expérimentale et numérique de la capacité qu'a un champ magnétique externe à modifier la morphologie d'un jet de plasma produit par laser, notamment à le collimater. Ce travail vise à mieux comprendre le phénomène de collimation à grande échelle observée dans les jets astrophysiques. Nous montrons notamment qu'un champ magnétique purement axial peut contraindre un écoulement, au départ isotrope, en un choc de recollimation générant un étroit jet bien collimaté, un phénomène non expliqué dans le cadre des théories jusqu'alors prévalentes. La convergence observée, et le chauffage subséquent, du plasma au point recollimation sont de plus avancés comme permettant d'expliquer d'intrigantes observations d'émission X stationnaire au sein des jets astrophysiques.

La reconnexion magnétique est un processus qui permet la conversion d'énergie magnétique en énergies cinétique et thermique, et autorise le mélange de plasmas. À la magnétopause terrestre, en particulier, elle est responsable d'un transfert d'énergie et de matière du vent solaire vers la magnétosphère. L'importance de ce transfert dépend du taux de reconnexion, qui lui-même varie en fonction des conditions locales du plasma. La présence fréquente à la magnétopause de populations froides d'origine ionosphérique est donc susceptible d'influer sur les propriétés et l'efficacité du processus. Cette thèse cherche à déterminer à l'aide de simulations numériques cinétiques quels sont les effets de ces populations froides sur la reconnexion magnétique asymétrique. La première partie de ce travail s'intéresse à la structure de la couche de courant et prouve, en se servant d'un équilibre cinétique récemment développé, que l'équilibre initial n'a en fait pas d'impact sur le développement de la reconnexion magnétique. Cette dernière ne dépend que du plasma reconnectant à un moment donné. Une deuxième partie de cette thèse montre que lorsque ce plasma contient des ions froids, ces derniers peuvent modifier des signatures observationelles des sites de reconnexion. La reconnexion magnétique chauffe et accélère également les ions froids. La troisième partie de ce travail prédit des signatures observationnelles inédites liées à cette dynamique et propose un modèle analytique pour expliquer l'une d'elles. Ces résultats pourront être confrontés aux données dans le cadre de la récente mission MMS, dont l'objectif est l'étude des sites de reconnexion à petite échelle. / Magnetic reconnection is a process allowing the conversion of magnetic energy into kinetic and thermal energies. It also leads to the mixing of plasmas. At the Earth's magnetopause, in particular, it allows the transfer of energy and matter from the solar wind to the magnetosphere. The importance of this transfer depends on the reconnection rate, which is itself dependent on local plasma conditions. The recurrent presence of cold plasma populations of ionospheric origin at the magnetopause is proposed to impact the properties and efficiency of the process. This thesis looks into the effects of such cold populations on asymmetric magnetic reconnection using the state-of-the-art numerical kinetic simulations. The first part of this work is interested in the current sheet structure and demonstrates, using a recently developed kinetic equilibrium, that the initial equilibrium in fact does not impact the properties of the ensuing magnetic reconnection growth. The latter only depends on the instantaneously reconnecting plasma. A second part of this thesis shows that when this plasma contains cold ions, these latter modify expected observational signatures of reconnection sites. Magnetic reconnection heats and accelerates cold ions. The third part of this work predicts original signatures due to this dynamics and offers an analytical model to explain one of them. These results are being confronted with data from the recent MMS mission, which is targeted at studying reconnection sites at small scales.

Parmi les différents plasmas spatiaux, le vent solaire et les magnétogaines planétaires représentent les meilleurs laboratoires pour l’étude des propriétés de la turbulence. Les fluctuations de densité dans le vent solaire étant faibles, à basses fréquences ces dernières sont généralement décrites par la théorie de la MHD incompressible. Malgré son incompressibilité, l’effet de la compressibilité dans le vent solaire a fait l’objet de nombreux travaux depuis des décennies, à la fois théoriques,numériques et observationnels.Le but de ma thèse est d’étudier le rôle de la compressibilité dans les magnétogaines planétaires(de la Terre et de Saturne) en comparaison avec un milieu beaucoup plus étudié et moins compressible (quasi incompressible), le vent solaire. Ce travail a été réalisé en utilisant des données in-situ de trois sondes spatiales, Cassini, Cluster et THEMIS B/ARTEMIS P1.La première partie de mon travail a été consacrée à l’étude des propriétés de la turbulence dans la magnétogaine de Saturne aux échelles MHD et sub-ionique, en comparaison avec celle de la Terre en utilisant les données Cassini et Cluster respectivement. Ensuite j’ai appliqué la loiexacte de la turbulence isotherme et compressible dans le vent rapide et lent en utilisant les données THEMIS B/ARTEMIS P1, afin d’étudier l’effet et le rôle de la compressibilité sur le taux de transfert de l’énergie dans la zone inertielle. Enfin, une première application de ce modèle dans la magnétogaine de la Terre est présentée en utilisant les données Cluster. / Among the different astrophysical plasmas, the solar wind and the planetary magnetosheathsrepresent the best laboratories for studying the properties of fully developed plasma turbulence.Because of the relatively weak density fluctuations (∼ 10%) in the solar wind, the low frequencyfluctuations are usually described using the incompressible MHD theory. Nevertheless, the effectof the compressibility (in particular in the fast wind) has been a subject of active research withinthe space physics community over the last three decades.My thesis is essentially dedicated to the study of compressible turbulence in different plasma environments,the planetary magnetosheaths (of Saturn and Earth) and the fast and slow solar wind.This was done using in-situ spacecraft data from the Cassini, Cluster and THEMIS/ARTEMISsatellites.I first investigated the properties of MHD and kinetic scale turbulence in the magnetosheathof Saturn using Cassini data at the MHD scales and compared them to known features of thesolar wind turbulence. This work was completed with a more detailed analysis performed in themagnetosheath of Earth using the Cluster data. Then, by applying the recently derived exactlaw of compressible isothermal MHD turbulence to the in-situ observations from THEMIS andCLUSTER spacecrafts, a detailed study regarding the effect of the compressibility on the energycascade (dissipation) rate in the fast and the slow wind is presented. Several new empirical lawsare obtained, which include the power-law scaling of the energy cascade rate as function of theturbulent Mach number. Eventually, an application of this exact model to a more compressiblemedium, the magnetosheath of Earth, using the Cluster data provides the first estimation of theenergy dissipation rate in the magnetosheath, which is found to be up to two orders of magnitudehigher than that observed in the solar wind.

Ma thèse a pour but de comprendre le rôle de la compressibilité dans la turbulence aux basses fréquences dans les plasmas spatiaux (le vent solaire, les plasmas magnétosphériques etc.) et astrophysiques (nuage moléculaire interstellaire, le cœur d'une étoile etc.). Trois nouvelles relations exactes ont été déduites dans le cadre de la turbulence compressible dans un fluide isotherme et polytrope et dans un plasma MHD isotherme afin de comprendre différentes propriétés universelles de la turbulence compressible. De plausibles phénoménologies ont été proposées aussi en vue d'une compréhension de différentes lois de spectre obtenues grâce aux simulations numériques de la turbulence compressible. Une distinction qualitative entre la turbulence sous-sonique et supersonique est ainsi décrite.Une analyse utilisant des données d'observation des sondes spatiales THEMIS est également réalisée dans le but d'expliquer l'effet de la compressibilité dans la turbulence du vent solaire rapide. Une amélioration remarquable par rapport a "incompressible scaling" est observée avec la nouvelle "compressible scaling". Le flux d'énergie correspondant ainsi trouve est estime suffisant pour expliquer le chauffage anormal du vent solaire rapide. / My thesis work is principally dedicated in understanding the role of compressibility in lowfrequency turbulence of space plasmas (the solar wind, magnetospheric plasma etc.) and astrophysical plasmas (interstellar molecular cloud, the core of a star etc.). Three new exact relations have been derived analytically in the framework of isothermal and polytropic hydrodynamic turbulence and also for an isothermal MHD plasma. By using these relations, various universal scalingproperties of compressible turbulence have been investigated. In addition, plausible phenomenologieshave been proposed in order to theoretically reproduce different power laws for energy power spectra which had been obtained in previous numerical simulations of compressible turbulence. A semi-qualitativedistinction between sub-sonic and supersonic regime of turbulence is hence concluded. In the second part, an analysis using THEMIS spacecraft data is also performed in a view to explainingthe effect of the compressibility in the turbulence of the fast solar wind. A remarkable smooth scalingin comparison with incompressible law is obtained for several intervals of fast solar wind. The corresponding turbulent energy flux is also found to be sufficient to explain the anomalous heating of fast solar wind.

Plusieurs phénomènes astronomiques émettent des ondes radios basses fréquences tels que les éruptions solaires, les magnétosphères, les pulsars . . . Certains de ces ondes sont mal captées par les observatoires terrestres à cause, principalement, de la coupure ionosphérique. Il devient indispensable d’envoyer des récepteurs radio dans l’espace pour les acquérir. Cependant, ces récepteurs sont consommation d’énergie et le taux de transmission. Un paradigme récent pour l’acquisition et la reconstruction des signaux, appelé l’échantillonnage comprimé (Compressive sampling, Compressed Sensing, CS) pourra être une réponse adéquate à ces problématiques en limitant, dès l’acquisition, la quantité de données numérisés : En effet, le CS a permis l’émergence d’un nouveau type de Convertisseur Analogique-Numérique (ADC) appelé Convertisseur Analogique-Information (AIC) qui permet d’échantillonner à une fréquence potentiellement inférieure à celle prescrite par Nyquist-Shannon, en exploitant le caractère parcimonieux des signaux. Nous proposons dans le cadre de cette thèse d’étudier l’application de l’échantillonnage comprimé pour l’acquisition des signaux astrophysiques spatiaux dans la bande de fréquence [1kHz à 50 MHz]. Nous nous focalisons sur des signaux émis par les deux sources radio les plus brillantes dans le ciel telles que vues de la Terre, à savoir le Soleil et Jupiter. En se basant sur les propriétés caractéristiques de nos signaux d’intérêt, nous avons construit progressivement et méthodologiquement notre schéma d’acquisition : En commençant par l’étude de compressibilité des signaux, puis l’identification de l’architecture du Convertisseur Analogique-Information (AIC) appropriée et enfin le choix de l’algorithme de reconstruction du signal. Nous avons également proposé une nouvelle implémentation flexible et programmable de l’AIC retenu, qui permet l’acquisition de différents types de signal ayant le même domaine de compressibilité avec différents facteurs de compression. En utilisant une technologie CMOS 65 nm, nous avons évalué le gain en quantité de données acquise et en consommation de puissance de cette architecture par rapport au convertisseur analogique-numérique traditionnel. / Several astronomical phenomena emit low-frequency radio waves such as solar flares, magnetospheres, pulsars ... Some of these emissions are poorly captured by ground-based observatories mainly because of the Earth’s ionospheric cutoff frequency. It becomes necessary to send radio receivers in space to acquire them. However, these receivers are faced with strong restrictions on storage capacity, energy consumption and transmission rate.To overcome these challenges, sampling architectures should be reviewed and improved. A recent paradigm for signal acquisition and reconstruction, known as compressive sampling hat require a limited number of measurements and leads to the development of a new type of converter : the Analog to Information Converter (AIC). Unlike standard Analog to Digital converters (ADC), AIC can sample at a lower rate than that prescribed by Nyquist Shannon, exploiting the sparsity of signals.The main goal of this thesis is to study the application of compressed sampling for the acquisition of spatial astrophysical signals in the frequency band [1 kHz to 50 MHz]. We focus on signals emitted by the two brightest radio sources in the sky as seen from the Earth, namely the Sun and Jupiter. Based on the characteristic properties of our signals of interest, we progressively and methodologically constructed our acquisition scheme : From the study of signals compressibility, to the choice of the AIC architecture and the signal reconstruction algorithm. We also proposed a new, flexible and programmable implementation of the selected AIC which allows the acquisition of different types of signal having the same compressibility domain and with different compression factors. Using a 65-nm CMOS technology, we evaluated the gain in terms of the amount of data acquired and power consumed of this architecture compared to the traditional analog-to-digital converter.

Les lentilles gravitationnelles de type galaxie-galaxie se produisent lorsque la lumière d'une galaxie en arrière-plan est déviée par le champ gravitationnel d'une galaxie en avant-plan, formant des images multiples ou même des anneaux d'Einstein selon le point de vue d'un observateur sur Terre. Ces phénomènes permettent non seulement d'étudier les galaxies lointaines, magnifiées par la galaxie-lentille, mais aussi de comprendre la distribution de masse de la galaxie-lentille et de son environnement, une opportunité unique pour sonder la matière noire contenue dans ces galaxies. Or, les méthodes traditionnelles pour analyser ces systèmes requièrent une quantité significative de temps ordinateur (de quelques heures à quelques jours), sans compter le temps des experts pour faire converger les analyses MCMC requises pour obtenir les paramètres d'intérêts. Ce problème est significatif, considérant qu'il est projeté que les grands relevés du ciel comme ceux qui seront menés aux observatoires Rubin et Euclid découvrirons plusieurs centaines de milliers de lentilles gravitationnelles. De plus, le Télescope géant européen (ELT), faisant usage de la technologie d'optique adaptative, et le télescope spatial James Webb, vont nous offrir une vue sans précédent de ces systèmes, avec un pouvoir de résolution qui rendra possible certaines analyses comme la recherche de halo de matière noire froide, longtemps prédite par le modèle cosmologique standard $\Lambda$CDM. Les approximations traditionnelles faites pour simplifier la reconstruction des lentilles gravitationnelles ne seront plus valides dans ce régime. Dans ce mémoire, je présente un travail qui s'attaque à ces deux problèmes. Je présente une méthode d'optimisation basée sur les machines à inférence récurentielle pour reconstruire deux images, soit celle d'une galaxie en arrière-plan et une image pour la distribution de masse de la galaxie en avant-plan. La représentation paramétrique choisie a le potentiel de reconstruire une classe très large de lentilles gravitationnelles, incluant des halos et sous-halos de matière noire, ce qu'on démontre dans ce travail en utilisant des profiles de densité réalistes provenant de la simulation cosmologique hydrodynamique IllustrisTNG. Nos reconstructions atteignent un niveau de réalisme jamais atteint auparavant et s'exécutent sur une fraction du temps requis pour exécuter une analyse traditionnelle, soit un pas significatif vers une méthode pouvant adresser le défi d'analyser autant de systèmes complexes et variés en un temps à l'échelle humaine. / Galaxy-Galaxy gravitational lenses is a phenomenon that happens when the light coming from a background galaxy is bent by the gravitational field of a foreground galaxy, producing multiple images or even Einstein ring images of the background source from the point of view of an observer on Earth. These phenomena allow us to study in detail the morphology of the background galaxy, magnified by the lens, but also study the mass density distribution of the lens and its environment, thus offering a unique probe of dark matter in lensing galaxies. Traditional methods studying these systems often need significant compute time (from hours to days), and this is without taking into account the time spent by experts to make the MCMC chains required to obtain parameters of interest converge. This problem is significant, considering that large surveys from observatories like Rubin and Euclid are projected to discover hundreds of thousands of gravitational lenses. Moreover, the Extremely Large Telescope (ELT), using adaptive optics, and the James Webb Space Telescope will offer an unprecedented glimpse of these systems, with a resolving power predicted to enable searches for cold dark matter subhalos — objects long predicted by the standard cosmological model CDM. Approximations used to make analysis tractable in traditional methods will no longer be valid in that regime. In this thesis, I present a method that aims to address these two issues. The method, based on Recurrent Inference Machines (RIM), reconstructs two pixelated maps, one for the background source and another for the mass density map of the foreground lensing galaxy. This free-form parametric representation has the potential to reconstruct a large class of gravitational lenses, including those with dark matter halos and subhalos, which we demonstrate using realistic mass density profiles from the cosmological hydrodynamic simulation IllustrisTNG. Our method can achieve an unmatched level of realism in a fraction of the time required by traditional methods, which is a significant step toward solving the challenge of studying such a large number of complex and varied systems in a human timescale.

Le "modèle standard" actuel de la cosmologie est celui de ΛCDM, décrivant un Univers en expansion accélérée ainsi qu’une structure de matière sombre froide formée en halos, sur lesquels s’assemblent les galaxies. Malgré les nombreuses confirmations observationnelles de ses prédictions, il existe d’importantes tensions entre les mesures de la distribution de structure sombre aux petites échelles de l’Univers et ce qui serait attendu de ΛCDM. Cependant, ces halos légers de matière sombre, qui sont prédit d’abonder à travers le cosmos, n’hébergent pas de galaxies lumineuses et sont donc très difficiles à observer directement. Leur présence peut toutefois être détectée dans les lentilles gravitationnelles fortes de type galaxie-galaxie, un phénomène se produisant lorsque la lumière d’une galaxie d’arrière-plan est fortement déviée par le champ gravitationnel d’une galaxie d’avantplan, formant des images multiples et des arcs étendus. Les halos distribués en ligne de visée de tels systèmes, ainsi que ceux imbriqués dans la galaxie lentille, peuvent causer des perturbations gravitationnelles dans les images de galaxies lentillées. La détection de ces effets infimes dans des observations de lentilles gravitationnelles est faite par des méthodes statistiques Bayésiennes, qui nécéssitent des centaines de milliers de simulations de la contribution de ces perturbateurs à la déflexion de la lumière. Traditionnellement, la modélisation du lentillage par les halos en ligne de visée s’est faite avec le formalisme du lentillage à plans multiples, qui souffre d’une nature récursive peu efficace. De plus, il est prédit par le modèle ΛCDM que la majorité des systèmes de lentilles gravitationnelles comporteraient davantage de halos en ligne de visée que de sous-halos imbriqués dans la galaxie lentille, motivant une modélisation détaillée des effets de ligne de visée. Dans un contexte d’analyse Bayésienne, l’approche du lentillage à plans multiples représente une échelle de temps de plusieurs jours pour l’analyse d’un seul système. En considérant que des grands relevés du ciel comme ceux de l’Observatoire Vera Rubin et du télescope spatial Euclid sont projetés de découvrir des centaines de milliers de lentilles gravitationnelles, l’effort de contraindre la distribution de matière sombre aux petites échelles se voit confronté à ce qui pourrait être un insurmontable problème de temps de calcul. Dans ce mémoire, je présente le développement d’un nouveau formalisme de modélisation du lentillage gravitationnel par halos en ligne de visée accéléré par des réseaux de neurones, motivé par les lacunes du lentillage à plans multiples et l’importance scientifique de la modélisation de ces effets. Les architectures de ces réseaux, conçues dans le cadre de ce travail, sont basées sur le mécanisme d’attention, et peuvent être conditionnées sur des ensembles de modèles de halos en ligne de visée afin de produire les angles de déflexion leur étant associés. Ce formalisme offre la flexibilité requise pour remplacer celui du lentillage à plans multiples, laissant à l’usager la liberté de spécifier un modèle de lentille principale et étant compatible avec des grilles de pixels de taille quelconque. Notre formalisme permet d’accélérer la modélisation du lentillage de ligne de visée par presque deux ordres de grandeur lorsque comparé au lentillage à plans multiples, et promet d’atteindre une exactitude lui étant comparable dans des développements futurs. Il s’agit d’une contribution significative à l’étude de la matière sombre aux petites échelles, qui permettra soit de réconcilier ΛCDM et les observations, ou mènera à l’adoption d’un modèle cosmologique alternatif. / The current "standard model" of cosmology is that of ΛCDM, describing a Universe undergoing accelerated expansion with a structure of cold dark matter formed into halos, onto which are assembled galaxies. Despite the numerous observational confirmations of its predictions, there remains some important tensions between measures of the distribution of dark structure on small scales of the Universe and what would be expected from ΛCDM. However, these light dark matter halos, predicted to be adundant throughout the cosmos, are not hosts of luminous galaxies and are therefore very difficult to observe directly. Yet, their presence can still be detected in galaxy-galaxy type strong gravitational lenses, a phenomenon occuring when the light of a background galaxy is strongly deflected by the gravitational field of a foreground galaxy, forming multiple images and extended arcs. Halos distributed along the line-of-sight of such systems, as well as those nested within the lens galaxy, can introduce gravitational perturbations in images of lensed galaxies. The detection of such infinitesimal effects in strong lensing observations is made with methods relying on Bayesian statistics, which require hundreds of thousands of simulations of the contribution of these perturbers to the deflection of light. Traditionally, modeling the lensing from line-of-sight halos has been done with the multi-plane lensing framework, which suffers from its inefficient recursive nature. Morevoer, the ΛCDM model predicts that most gravitational lens systems would host a larger amount of line-of-sight halos than subhalos nested within the lens galaxy, motivating a detailed modeling of line-of-sight effects. In a Bayesian analysis context, the multi-plane lensing approach represents a timescale of multiple days for the analysis of a single system. Considering that large sky surveys such as those of the Vera Rubin Observatory and the Euclid space telescope are projected to discover hundreds of thousands of gravitational lenses, the effort of constraining the small-scale distribution of dark matter is confronted to what might seem like an insurmountable problem of computation time. In this thesis, I present the development of a new neural-network-accelerated framework for modeling the gravitational lensing by line-of-sight halos, motivated by the shortcomings of multiplane lensing and the scientific importance of modeling these effects. The architectures of these networks, conceived as part of this work, are based on the attention mechanism, and can be conditioned on sets of line-of-sight halo models in order to produce their associated deflection angles. This framework offers the flexibility required to replace that of multi-plane lensing, leaving up to the user the freedom to specify a main lens model and being compatible with pixel grids of any size. Our framework allows to accelerate the modeling of line-of-sight lensing by nearly two orders of magnitude relative to multi-plane lensing, and promises to reach a comparable accuracy in future developments. This constitutes a significative contribution to the study of dark matter on small scales, which will either lead to the reconciliation of ΛCDM and observations, or the adoption of an alternate cosmological model.

AMS est un détecteur de particules qui sera embarqué à bord de la Station Spatiale Internationale début 2008. Avec son trajectomètre en silicium et son calorimètre électromagnétique, il pourra détecter les photons entre 1 GeV et 300 GeV. <br />Dans la première partie de cette thèse, nous donnons les résultats obtenus lors de l'analyse des données d'un test sur faisceau du calorimètre électromagnétique. A l'aide d'un logiciel de simulation rapide, nous évaluons les capacités de détection d'AMS en gamma. Nous donnons des prédictions de flux pour différents types de sources astrophysiques et pour un halo de matière noire supersymétrique au centre galactique.<br />HETE-2 est un satellite actuellement en fonctionnement qui est conçu pour détecter et localiser les sursauts gamma. Du fait des énergies mises en jeu, ce type de source pourrait être utilisé pour tester des domaines de la physiques inaccessibles aux accélérateurs. <br />Dans la deuxième partie de la thèse, nous étudions les courbes de lumières de douze sursauts gamma observés par le détecteur FREGATE à bord d'HETE-2 et pour lesquels une mesure du redshift est disponible. En étudiant les écarts temporels entre des photons de différentes énergies, nous pouvons déterminer une limite inférieure sur l'échelle de gravitation quantique de Eqg > 10^15 GeV.

Le détecteur d'ondes gravitationnelles par interférométrie optique Virgo atteindra bientôt sa sensibilité nominale. <br />Les sources astrophysiques attendues sont principalement les coalescences de systèmes binaires d'objets compacts et les supernovas gravitationnelles. Les amplitudes des signaux sont à la limite de la sensibilité de l'instrument, les taux d'événements observables sont faibles et les formes d'ondes mal connues, notamment pour les effondrements gravitationnels. <br />L'analyse des données repose sur la recherche de signaux de faible amplitude dans du bruit coloré. Dans ce contexte, ce travail propose l'utilisation de décompositions temps-fréquence des séries temporelles pour la détection de signaux courts. Les performances de cette approche sont estimées en simulation et comparées à celles d'autres méthodes de détection disponibles dans la communauté. <br />Une autre difficulté pour l'analyse est la présence de structures spectrales étroites dans la distribution d'énergie en fréquence des données. Elles proviennent de résonances mécaniques des miroirs et du système d'isolation sismique de l'instrument. L'utilisation de filtres de Kalman pour éliminer ces bruits bien modélisés avant l'analyse est présentée. Le problème essentiel <br />de l'estimation des paramètres du modèle est traité, avec l'objectif d'une réestimation dynamique. <br />Enfin ces outils sont appliqués aux données Virgo disponibles, avec comme résultat principal la mise en évidence de sources de bruits instrumentaux importantes, dont la suppression demandera une amélioration du fonctionnement et une meilleure isolation de l'environnement.