Les phénomènes d’accrétion et d’éjection se retrouvent au sein d’une grande diversité d’objets astrophysiques : des étoiles en formation jusqu’aux noyaux actifs de galaxies (AGNs). Les microquasars sont composés d’un objet compact de masse stellaire, accrétant la matière d’une étoile compagnon et partageant de nombreuses propriétés avec les AGNs. Ils représentent des environnements idéaux pour l’étude du couplage accrétion/éjection du fait de la proximité des systèmes, des niveaux de luminosité atteints et des temps caractéristiques d’évolution relativement courts.Leur émission gamma de haute énergie (HE) demeure cependant peu contrainte. Nous nous attachons ici à caractériser ce rayonnement avec le télescope spatial Fermi/LAT dans les microquasars et tentons de le mettre en évidence pour d’autres classes de binaires afin de déterminer les conditions nécessaires à la production d’une telle émission. Le satellite Fermi surveille continûment le ciel gamma et est idéal pour l’étude des phénomènes transitoires. Nous avons notamment recherché une émission HE à la suite d’une éruption stellaire exceptionnelle de l’étoile double DG CVn, cependant, l’excès HE éventuellement repéré semble associé à l’activité d’un AGN en arrière-plan. Nous nous sommes également intéressés à la variable cataclysmique SS Cyg dont les sursauts périodiques sont associés à la formation de jets relativistes. Après 26 ans de quiescence, le microquasar V404 Cyg de faible masse s’est réveillé lors d’une éruption spectaculaire. Les études avec Fermi/LAT que nous avons dirigées ont conduit pour la première fois à la détection de V404 Cyg en rayons gamma HE.Les observations radio effectuées avec le VLA de V404 Cyg, alors en quiescence, nous permettent de dévoiler la variabilité du jet à courte échelle temporelle ainsi que le maintien du couplage accrétion/éjection à basse luminosité. Pour finir, nous détaillons les résultats d’une campagne d’observations simultanées radio/rayons X du candidat trou noir GRS 1739−278. Des transitions d’état à faible luminosité sont observées lors de deux courts sursauts successifs, rarement mis en évidence dans les microquasars. Nous discutons l’origine physique de ce comportement en contraste avec ses précédentes éruptions / Accretion and ejection phenomena are encountered in a vast diversity of astrophysical objects: from star formation to active galactic nuclei (AGNs). Microquasars consist of a stellar-mass compact object, which is accreting matter from a companion star and sharing several physical properties with AGNs. They represent ideal laboratories for the study of accretion/ejection coupling due to their proximity, their high luminosity levels and their short evolution time scales.Their high energy gamma-ray emission (HE) remains poorly constrained. We intend here to characterize the HE radiation of microquasars with the Fermi/LAT space teles- cope and try to detect it originating from other binary classes in order to determine the required conditions for HE emission. The Fermi satellite operates in a sky survey mode which enables transient phenomenon studies. We have searched for HE emission after an exceptional stellar flare from the binary star DG CVn. However, the located emission excess around DG CVn seems to be associated with a background AGN activity. We have also considered the cataclysmic variable SS Cyg whose periodic outbursts are associated with relativistic jets. After 26 years in quiescence, the low-mass microquasar V404 Cyg awoke during a spectacular outburst. The Fermi/LAT studies that we conducted led to the first HE gamma-ray detection of V404 Cyg.The V404 Cyg radio observations with the VLA allow us to highlight the jet variability at short time scales in quiescence as well as the continuation of the accretion/ejection coupling at low luminosity. Finally, we detail the results of a simultaneous radio/X-rays observation campaign on the black hole candidate GRS 1739−278. Low luminosity state transitions are observed during two successive short outbursts, that are rarely seen in microquasars. We discuss the physical origin of this behaviour contrasting with its previous outbursts

Le Burst Alert Telescope (BAT) à bord du satellite Swift est un instrument très performant pour l'astronomie des rayons X-durs/gamma. L'énorme champ de vue, la bonne sensibilité et la stratégie de pointage couvrant tout le ciel font de BAT un instrument adapté pour observer des sources connues et pour étudier les nouveaux objets variables. Dans cette thèse une description détaillée des nouvelles procédures pour analyser les données de survey de BAT est fournie et les premiers résultats astrophysiques de sources galactiques en accrétion sont discutés. Trois binaires X ont été étudiées : le microquasar GRO J1655-40, le SFXT IGR J08408-4503 et le LMXB symbiotique 4U 1954+319. L'émission gamma due `a la décroissance des éléments radioactifs des novae a été aussi recherchée. L'émission de RS Oph, probablement liée au chauffage par choc, a été détectée. La probabilité de détecter une nova durant le temps de vie de Swift a été estimée en utilisant une approche Monte Carlo.

Cette HDR est dédiée à l'études des binaires X et de leurs propriétés. Je me penche plus particulièrement sur l'étude d'une famille de systèmes récemment mise en avant par le satellite INTEGRAL et constitués d'une étoile à neutrons et d'une supergéante, où l'accrétion est "directe", et aborde ensuite mes travaux sur les microquasars. Dans ces derniers le système est composé d'un trou noir et d'une étoile de faible masse ; l'accrétion s'y fait via un disque. Dans ce document je présente tout d'abord les aspects purement astronomiques (astrométrie, caractérisation des sources) et progresse vers l'analyse physique de leurs émissions (spectrométrie, photométrie) après avoir discuté des résultats obtenus par une approche purement phénoménologique de ces populations de sources. Lors de l'approche physique je montre tout d'abord comment les rayons X peuvent permettre une radiographie du système, et les conclusions qu'il est possible d'obtenir sur l'environnement local du système : vent stellaire, cocon absorbant, interaction vent stellaire/émission X. Dans le cadre des microquasars les analyses systématiques de ces objets m'ont permis de contraindre certains liens entre phénomènes d'accrétion et d'éjection. Je présente ainsi les conclusions qu'il est possible de tirer des bases de données multi-longueurs d'onde. Je décris alors trois modèles théoriques concurrents et les confronte avec les résultats observationnels.

L'étude des processus de production de rayonnement de haute énergie dans les plasmas relativistes constituant l'environnement des objets compacts nécéssite des outils numériques relativement lourds. Je présente des codes dédiés à la simulation de ces processus (diffusions Compton multiples, production et annihilation de paires Èlectron-positon, raie de fluorescence du fer...). D'une part, des codes basés sur des méthodes Monte-Carlo standards (linéaires) permettent de calculer le spectre Èmis par Comptonisation dans un plasma chaud ou réflexion sur de la matière froide. Ces calculs sont effectuÈs pour une géométrie et une distribution des électrons fixée. D'autre part, un code Monte-Carlo nonlinéaire a été développé. Ce code évite les hypothèses sur la distribution des électrons (ou paires) qui est calculée de manière autocohérente en utilisant à la fois le bilan énergétique et le bilan de création/annihilation des paires, et en tenant compte du couplage avec la matière froide présente dans l'environnement de la région active. Les paramètres libres sont alors la puissance fournie au plasma et la façon dont cette énergie est fournie (chauffage thermique, injection/accélération de particules à haute énergie...). Les spectres calculés, comparés aux observations, donnent des informations sur la distribution des particules et les processus de dissipation d'énergie. Ce code permet également d'étudier des situations hors équilibre, dépendant du temps et notamment de calculer les courbes de lumière associées à une perturbation. Des applications aux différents modèles proposès pour rendre compte des observations X et gamma sont présentées (modèles thermiques, non-thermiques, modèle d'illumination anisotrope et modèles de couronne thermique radiativement couplèe au disque d'accrétion). Je montre comment de tels outils numériques peuvent mettre des contraintes sur la géométrie et les conditions physiques qui règnent dans les sources compactes de rayonnement X et gamma.

L'étude de l'émission haute énergie est indispensable pour comprendre les processus radiatifs inhérents aux flots d'accrétion sur les objets compacts (trous noirs et étoiles à neutrons). Le continuum X/γ d'un tel système est généralement interprété selon deux composantes. La première traduit la présence d'un disque d'accrétion alors que la deuxième, à plus haute énergie (>20 keV), peut s'expliquer par des diffusions Compton inverses entre électrons chauds et photons de plus basse énergie. Les mécanismes de chauffage des électrons et la structure du milieu de Comptonisation restent cependant mal connus. Pour approfondir notre compréhension des processus physiques qui gouvernent ce milieu, nous disposons d'une quantité importante de données issues de l'instrument SPI, un spectromètre haute énergie (20 keV - 8 MeV) développé au CESR (désormais IRAP, Toulouse, France) pour la mission INTEGRAL de l'ESA. Au-dessus de 150 keV, SPI réunit une résolution spectrale et une sensibilité sans précédent et constitue donc un outil idéal pour l'étude de l'émission haute énergie des objets compacts. Le manuscrit présente les résultats d'une étude spectrale et temporelle de trois systèmes particuliers. Le premier est l'énigmatique microquasar GRS 1915+105, caractérisé par une forte variabilité en rayons X et une luminosité colossale. Sur une échelle de temps de l'ordre du jour, l'indice de photon dans la bande 20 - 200 keV varie entre 2.7 et 3.5 ; à plus haute énergie (>150 keV), les mesures de SPI montrent la présence systématique d'une composante additionnelle qui s'étend sans coupure jusqu'à ~500 keV. Le deuxième système abordé est GX 339-4, une source dont le comportement spectral est représentatif des systèmes à trou noir. Les mesures de SPI ont révélé que le spectre de son état dur lumineux présente une composante énergétique (>150 keV) qui varie sur une échelle de temps de quelques heures. Pour expliquer ce phénomène, je propose une interprétation alternative de l'état dur grâce à un nouveau modèle qui inclut les effets du champ magnétique de manière auto-cohérente. Enfin, cette thèse comprend l'étude de la source GS 1826-24, un système à étoile à neutrons. Le flot d'accrétion étant extraordinairement stable, plus de 8 Msec de données ont pu être intégrées ce qui a permis de détecter la source jusqu'à plus de 500 keV. Une fois de plus, les mesures ont mis en évidence une composante haute énergie dans le spectre moyen ; cette caractéristique n'est donc pas exclusivement associée aux systèmes à trou noir. Après comparaison des résultats obtenus pour les trois sources, je discute les possibles origines physiques de l'émission haute énergie des systèmes accrétants, concluant que toutes les formes spectrales observées peuvent être expliquées par une couronne magnétique alimentée par des processus d'accélération non-thermiques.

L'origine de la variabilité observée dans l´émission X et Gammas des binaires X reste encore à ce jour un problème largement débattu en astrophysique des hautes énergies. Ces objets présentent notamment des fortes variations apériodiques et quasi-périodiques de leur luminosité sur d´aussi petites échelles de temps que la milliseconde et ce comportement erratique doit permettre de contraindre les modèles d´émission des zones les plus rapprochées des étoiles à neutrons ou des trous noirs de masse stellaire les constituant.<br /><br />Nous nous proposons dans ce manuscrit d´étudier le comportement de ces objets sous 3 angles différents : tout d´abord nous suivons l´évolution d´une source découverte par le satellite INTEGRAL, IGR J19140+0951. Par une étude spectro-temporelle et multi-instruments nous montrons que celle-ci doit vraisemblablement appartenir à la classe des binaires X de grande masse et abriter une étoile à neutron. Ensuite, nous proposons une nouvelle technique adaptée à l´étude temporelle des données provenant d´instruments à masques codés. Nous mettons en évidence par ce biais la présence de comportement périodiques et quasi-périodiques dans les données INTEGRAL/ISGRI de certains pulsars ou microquasars, jusqu'à des énergie proches de la centaine de keV.<br /><br />Enfin, nous proposons un modèle pour décrire la variabilité à basse fréquence des états les plus durs des binaires-X. Celui-ci est basé sur la comptonisation thermique de photons mous par une couronne chaude soumise à une onde de pression en géométrie cylindrique. Nous montrons alors par des solutions analytiques et une résolution numérique du problème qu´un tel modèle pourrait permettre de décrire certaines composantes observées dans les spectres de puissance des états durs ainsi que leur évolution tels que le bruit apériodique et certaines oscillations périodiques de basses fréquences.

Les binaires X, composées d'un objet compact (naine blanche, étoile à neutrons ou trou noir stellaire) et d'une étoile donneuse, sont des objets fascinants qui ont permis faire des découvertes majeures dans le domaine de l'astrophysique des hautes énergies. Toutefois, l'environnement immédiat de ces dernières, à l'échelle de $\sim$ 100--10,000 unités astronomiques, n'est pour sa part que très peu compris et exploré. Dans ce mémoire, on s'intéresse à la présence de compagnons, autant de masse planétaire que stellaire, dans lesdits environnements des binaires X. Pour ce faire, on a fait appel à des techniques observationnelles qui sont normalement utilisées pour la recherche d'exoplanètes jeunes, chaudes et en orbite autour d'étoiles situées à quelques parsecs de la Terre : il s'agit de l'imagerie directe ou plus précisément de l'imagerie à haut contraste. Ainsi, pour la toute première fois, on a appliqué ces méthodes sur un échantillon de binaires X avec l'instrument proche infrarouge NIRC2 de l'Observatoire W. M. Keck, avec l'aide d'un système d'optique adaptative et d'un coronographe. Ici, on a présenté les premières images à haut contraste de 14 binaires X. Le but était de détecter des sources lumineuses dans les images et de calculer leur flux et leur position avec des méthodes d'optimisation. Ensuite, il s'agissait de définir via diverses analyses si celles-ci sont cohérentes avec des compagnons liés par la gravité à la binaire X, ou plutôt avec des étoiles de fond. Ces travaux se veulent donc une introduction à un nouveau sous-domaine de l'astrophysique qui tente de relier l'exoplanétologie et l'astrophysique des hautes énergies. / X-ray binaries, consisting of a compact object (white dwarf, neutron star or stellar-mass black hole) and a donor star, are fascinating objects that have allowed major breakthroughs in the field of high-energy astrophysics. However, their immediate environments, on the scale of $\sim$ 100--10,000 astronomical units, are still poorly understood. In this Master's thesis, we investigated the presence of companions, ranging from planetary to stellar masses, in the environments of X-ray binaries. In order to do so, we used observational techniques that are normally used for the search of young, hot and distant exoplanets orbiting stars located at a few parsecs from the Earth: direct imaging or more precisely high-contrast imaging. Thus, for the very first time, we applied these techniques on a sample of X-ray binaries with the near-infrared instrument NIRC2 of the W. M. Keck Observatory, with the help of an adaptive optics system and a coronagraph. Here, we present the first high-contrast images for 14 X-ray binaries. The goal was to detect point sources in the images and to calculate their flux and position with optimization methods. Afterward, we determined via a variety of analyses if these were consistent with companions gravitationally bounded to the X-ray binary, or rather with background stars. This work acts as an introduction, albeit exploratory, to a new subfield of astrophysics that attempts to link exoplanetology and high-energy astrophysics.

Les binaires X de grande masse (HMXBs pour High-Mass X-ray Binaries en anglais), constituées d'un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) orbitant autour d'une étoile massive, ont un intérêt fondamental dans l'étude des processus d'accrétion/éjection autour d'un objet compact. Par ailleurs, des études observationnelles récentes prouvent qu'une majorité d'étoiles massives vivent en couple et connaissent des transferts de matière au cours de leur vie. De ce fait, comprendre l'évolution des HMXBs ainsi que leur interaction avec l'environnement proche permet de mieux cerner l'évolution des couples stellaires les plus massifs, possibles progéniteurs de sursauts gamma et émetteurs d'ondes gravitationnelles lors de leur coalescence. Plus largement, la connaissance de l'évolution des étoiles binaires massives en interaction est cruciale pour caractériser correctement les galaxies lointaines. Comment ces sources évoluent-elles ? Où sont-elles situées dans la Galaxie ? Quelles sont leurs propriétés principales ? Quelle est l'influence de leur environnement proche ? Quel est leur impact sur le milieu interstellaire? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en adoptant deux approches complémentaires : d'une part une étude statistique de la population Galactique de binaires X de grande masse et d'autre part une étude multi-longueurs d'onde de sources prises individuellement.

Les amas globulaires contiennent deux classes de sources X se différenciant par leur luminosité. Tout d'abord, les sources X brillantes (Lx>10^36 ergs/s), qui sont des binaires X de faible masse identiques à celles contenues dans le disque galactique. La seconde classe regroupe les objets de luminosité X faible (LX<10^34.5 ergs/s). Elle est composée d‟objets de natures diverses, principalement des systèmes binaires où l'accrétion de matière sur l'un des deux composants (une étoile à neutrons, une naine blanche) est responsable de l'émission X observée. Déterminer la population de sources X des amas globulaires permet donc d'étudier les mécanismes de formation des systèmes binaires, lesquels jouent un rôle fondamental dans l'évolution des amas globulaires en assurant leur équilibre dynamique. Cette thèse est centrée sur l'étude des populations X de 4 amas globulaires observés avec les satellites XMM-Newton ou Chandra : Omega Cen, M13, M22 et NGC 6366. Notre échantillon nous a permis d‟étudier les populations de sources X faibles et de tester les scénarii de formation des binaires en fonction de divers paramètres comme la masse, la taille et la densité stellaire de l‟amas. Nous avons associé des sources X faibles à chaque amas (respectivement 30, 5, 2 et 1). Ces sources se trouvent dans le coeur des amas. Nous avons également détecté un excès significatif de sources dans les régions externes d‟Omega Cen. Nous avons enfin découvert une binaire X de faible masse avec une étoile à neutrons dans M13 (sa contrepartie a été recherchée dans les données du télescope spatial Hubble). Nous montrons que le nombre de binaires X de faible masse avec une étoile à neutrons contenues dans un amas est corrélé avec le taux de collision stellaire. Ceci pourrait indiquer que ces binaires sont formées par la capture gravitationnelle par une étoile à neutrons d‟un autre astre dans le coeur des amas. Nous avons également étudié les mécanismes de formation des autres catégories de binaires.

Cette thèse est consacrée à l'étude des oscillations périodiques détectées lors des sursauts X des étoiles à neutrons, dans des binaires X de faible masse. Ces oscillations offrent un moyen de sonder l'intérieur de ces objets, en mesurant notamment leur masse et leur rayon, pour ainsi contraindre l'équation d'état de la matière dense. J'ai développé des méthodes de détection et d'analyse de ces signaux, de leurs propriétés temporelles et leur dépendance en énergie. J'ai analysé les oscillations détectées dans tous les sursauts X de type 1 (ainsi qu'un super-sursaut) de 3 étoiles à neutrons observées avec l'instrument Rossi X-ray Timing Explorer/Proportional Counter Array . Sur les courbes de lumière des sursauts, j'ai sélectionné les segments donnant la meilleure signification statistique, pour construire un catalogue de profils moyens d'oscillations. La forme des profils varie grandement d'un sursaut à un autre, pour une même source. Un grand nombre de paramètres peuvent affecter les oscillations. J'ai élaboré un modèle de tache chaude à la surface de l'étoile en rotation rapide pour caractériser l'émission du sursaut X, dans un espace-temps relativiste. En utilisant les chaînes de Markov Monte Carlo pour explorer efficacement un espace des paramètres conséquent, les ajustements sur un échantillon de sursauts ont démontré l'applicabilité du modèle. Par contre, les contraintes obtenues sur la masse et le rayon de l'étoile sont limitées par la qualité des données de l'instrument utilisé. Enfin, des simulations révèlent que des mesures précises sur les paramètres sont possibles en augmentant la surface collectrice des détecteurs, comme le proposent les observatoires X du futur.