L'hydrogène moléculaire est la molécule la plus abondante dans l'Univers. Il est reconnu que cette molécule ne peut se former que par un processus catalytique. Les études théoriques ont été menées très récemment sur la forstérite [010] cristalline et amorphe. C'est dans ce cadre que se situe notre étude qui porte sur les réactions de formation de l'hydrogène moléculaire sur des modèles de surfaces silicées et silicatées.Dans un premier temps, nous avons étudié la réaction d'abstraction par l'hydrogène atomique à partir du tétramethylsilane en phase gazeuse. La CVT incluant la correction SCT a été appliquée pour étudier la cinétique des réactions dans un intervalle de températures allant de 180 K à 2000 K. Etant donnée l'importance de l'effet tunnel à basse température, nous avons entrepris des calculs de dynamique quantique. Pour ce faire, une surface d'énergie potentielle en coordonnées hyper-sphériques a été construite. Le calcul quantique a été réalisé en utilisant une approche à dimensionnalité réduite à deux dimensions appliquée à ce problème de collision réactive colinéaire. Les résultats montrent que H2 est principalement formé dans son état vibrationnel fondamental. La comparaison avec les résultats expérimentaux réalisés dans le domaine de températures 425-570 K montre un accord satisfaisant. Une étude de formation de H2 sur des nanosilicates a été menée. Les méthodes de la DFT ont permis d'identifier les sites de physisorption et de chimisorption d'atomes d'hydrogène, d'étudier la diffusion de l'atome H physisorbé sur le cluster, de déterminer les caractéristiques énergétiques de ces sites et les énergies d'activation pour la désorption et la recombinaison de H2. / Molecular hydrogen is the most abundant molecule in the Universe. It was recognized long ago that the formation of molecular hydrogen most likely occurs on dust grains. Theoretical studies have focused on H2 formation mainly on model graphite surfaces and very recently on polycrystalline and amorphous foresterite [010]. It is within this framework that lies our study addressing the molecular hydrogen formation on new models of siliceous and silicateous surfaces. First, we studied the abstraction reaction by atomic hydrogen from tetramethylsilane in the gas phase. We used accurate methods of quantum chemistry based on the second-order perturbation theory and on the coupled clusters method. The KIEs and SKIEs were highlighted. CVT/SCT correction was applied to compute the reaction kinetics for a wide temperature range (180-2000 K). Given the importance of the quantum tunnelling effects at low temperatures, we investigated state-selected dynamics using quantum dynamics calculations. In order to achieve this purpose, a two-dimensional potential energy surface in the hyperspherical coordinates representation was built. Quantum calculations were performed using a reduced dimensionality approach applied to this collinear reactive collision problem. The comparison with the experimental results, performed within a temperature range between 425 and 570 K, shows a reasonable agreement.The H2 formation on nanosilicates, prototypes of silicate surfaces, was investigated. Using DFT, we identified physisorption and chemisorption sites for hydrogen atoms, then studied the diffusion of physisorbed hydrogen on the nanoclusters and calculated the energy properties and the activation energies for H2 recombination and desorption into the gas phase. Amorphous/porous grains with forsteritic composition tend to dissociate H2 and that the more crystalline/compact silicate grains would tend to catalyse H2 formation.

Les raies d'absorption de quasars sont des outils efficaces pour étudier le milieu interstellaire dans les galaxies. Dans ce travail, nous étudions un échantillon de soixante-six systèmes absorbants à z<1.5 sélectionnés pour la présence de raies d'absorption de CI intenses dans leurs spectres SDSS. Ils sont observés par les spectrographes X-shooter et UVES du VLT de l'ESO. Nous étudions en tout 17 systèmes observés par X-shooter. Nous déduisons la métallicité, la déplétion par la poussière, le taux d'extinction par la poussière et le taux d'absorption des raies de MgII, MgI, CaII et NaI décalées dans l'infrarouge proche. Nous détectons neuf raies d'absorption de CaII avec W(CaII λ3934)>0.23Å. Nous détectons dix raies d'absorption de NaI dans quatorze systèmes susceptibles d'en montrer. La largeur équivalente médiane de W(NaI λ5891)=0.68Å est plus grande que celles observées dans des nuages proches ayant des densités-colonnes de HI similaires ou dans des systèmes CaII à z<0.7 détectés par le SDSS. La présence systématique de raies d'absorption de NaI dans ces systèmes CI suggère fortement que le gaz environnant est neutre et froid, et donc peut faire partie du gaz moléculaire diffus dans le milieu interstellaire de galaxies à fort décalage vers le rouge. Les raies d'absorption de MgII s'étalent sur plus de 400km/s en Δv pour la moitié de l'échantillon; trois systèmes ont un Δv supérieur à 500 km/s. Tout ceci suggère qu'une fraction importante du gaz froid à fort décalage vers le rouge émane d'environnements perturbés. Nous détectons de l'hydrogène moléculaire dans tous les systèmes dans la limite de détection. / Quasar absorption lines are a powerful tool to study the interstellar medium(ISM) in the galaxies. We study a sample of 66 z >1.5 absorbers selected based on the presence of strong CI absorption lines in SDSS spectra and observed with the ESO-VLT spectrograph X-shooter/UVES. I study 17 systems that are re-observed by X-shooter. I derive metallicities, depletion onto dust, extinction by dust and analyse the absorption from MgII, MgI, CaII and NaI that are redshifted into the near infrared wavelength range. I detect 9 CaII absorptions with W(CaII λ3934) > 0.23 Å out of 14 systems. I detect 10 NaI absorptions in the 11 systems where we could observe this absorption. The median equivalent width (W(NaI λ5891) = 0.68 Å) is larger than what is observed in local clouds with similar HI column densities but also in z<0.7 CaII systems detected in the SDSS. The systematic presence of NaI absorption in these CI systems strongly suggests that the gas is neutral and cold, maybe part of the diffuse molecular gas in the ISM of high-redshift galaxies. The MgII absorptions are spread over more than Δv ~ 400 km/s for half of the systems; three absorbers have Δv > 500 km/s. The kinematics is strongly perturbed for most of these systems which probably do not arise in quiet disks and must be close to regions with intense star formation activity. All this suggests that a large fraction of the cold gas at high redshift arises in disturbed environments. We detect molecular hydrogen in all the systems within the detection limit.

Les propriétés du milieu interstellaire (MIS) influencent fortement l’environnement et les processus menant à la formation d’étoiles qui, à son tour, dicte l’évolution d’une galaxie. Les galaxies naines du Groupe Local sont de parfaits laboratoires pour comprendre comment le contenu en métaux (ou métallicité) du MIS affecte l’interaction entre le gaz, la poussière et les étoiles. Mon travail de thèse porte sur les propriétés physiques des régions HII et du gaz diffus ionisé de la galaxie naine IC10, de métallicité 1/3 solaire. La proximité de cette galaxie (d=700kpc) permet l’analyse du MIS à différentes échelles spatiales: des nuages brillants compacts (25pc) au corps entier de la galaxie formant des étoiles (650pc). Afin de mesurer les propriétés physiques du MIS, j’ai modélisé les raies d’émission en infrarouge observées avec Spitzer et Herschel grâce à des modèles de photoionisation et de photodissociation. Je présente une exploration complète de plusieurs méthodes pour déterminer, de manière la plus fiable et selon les contraintes disponibles, les propriétés du MIS à diverses échelles. J’ai contraint les propriétés des nuages compacts les plus brillants dans IC10 et montré que l’émission à plus grande échelle (300pc) est dominée par celle de ces nuages. Enfin, je démontre le besoin d’un modèle à plusieurs composantes pour reproduire les observations dans leur ensemble. / The properties of the Interstellar Medium (ISM) strongly influence the environment and processes that lead to star-formation, which in turn, drives the evolution of a galaxy. Dwarf galaxies in the Local Group are perfect laboratories to investigate how the metal-poor ISM affects the interplay between gas, dust and stars. In this thesis, I investigate the properties of the HII regions and the diffuse ionized gas of the nearby dwarf galaxy IC10, which has a metallicity of 1/3 solar. Its proximity (d=700 kpc) enables the analysis on different spatial scales: from the compact clumps (~25 pc) to the whole star-forming body of the galaxy (~650pc). In order to measure the physical properties of the ISM, I model the infrared emission lines observed with Spitzer and Herschel with photoionization and photodissociation models. I present an extensive exploration of different methods to determine the most reliable ISM properties, based on the available constraints. I determined the properties of the brightest star-forming clumps within the galaxy and show that the emission at large scales (~300 pc) is dominated by that of the compact, bright clumps that lie within the region. I further demonstrate the need for a multi-component model to fully reproduce the observations.

La proximité (= 300 pc du Soleil) et son intense activité de formation d'étoiles, font du complexe de Persée une région unique pour l'étude détaillée des interactions entre les nuages gazeux et les étoiles jeunes. Nous avons étudié au moyen de comptages d'étoiles et ,d'observation de molécules (CO,13 CO ,C18 0, HCO+, H13CO+, NH 3 , HC 3 N) la quasi-totalité du complexe. Dans le nuage moléculaire, nous distinguons 10 condensations (AV ~ 2- 3 mag), de quelques centaines de masses solaires chacune, où se trouvent des coeurs denses (nH2 = 1- 4 10 4 cm- 3 ). Le pourcentage de la masse dans ces coeurs est 2- 5 % de la masse totale. L'émission de 13 CO (J=1-0) est très bien correlée à l'extinction visuelle (dans l'intervalle 1 <= AV <=5 mag ). Cet isotope apparaît comme le traceur privilégié des nuages étendus. Nous mettons en évidence un fort accroissement de la température du gaz au bord nord - est du nuage. Ce chauffage est vraisemblablement dû au champ ultraviolet intense des étoiles 0 et B du voisinage. Le changement systématique de vitesse observé dans le nuage de Persée est expliqué par un mouvement d'expansion. Cet hypothèse s'accorde bien à la distribution à plus grande échelle observée en HI. L'explosion d'une supernova, il y a quelques millions d'années, pourraît être à l'origine de l'expansion.

La physico-chimie du gaz interstellaire froid est caractérisée par l'extrême rareté des associations ternaires et par la faible énergie cinétique disponible lors des collisions. Dans ce contexte, les réactions entre espèces neutres sont en général très peu efficaces, car "gelées" par d'importantes barrières d'activation. Depuis 1992, cependant , l'expérience CRESU montreque de nombreuses réactions neutre-neutre impliquant des radicaux tels que CN ou OH sont extrêmement rapides à basse température et ralentissent anormalement à plus haute température. Outre leurs conséquences sur les modèles de chimie interstellaire, ces résultats remettent en cause l'utilisation des théories de capture à longue-portée, incapables de rendre compte de la forte décroissance des constantes de vitesses avec l'élévation de la température. L'objectif de cette thèse est d'examiner l'influence des effets à. courte et moyenne-portée sur la cinétique du système représentatif CN + NH3 et de dégager un mécanisme générique permettant de reproduire la dépendance mesurée en température. Nous montrons, à partir de calculs de chimie quantique ab initio, que la réactivité inhabituelle de ce système ne provient pas d'une particularité de l'interaction radical-molécule à moyenne portée, mais vraisemblablement d'effets dynamiques à plus courte-portée. Nous mettons en évidence à l'aide de trajectoires quasi-classiques, l'influence de l'excitation rotationnelle sur le processus de capture et nous présentons un modèle de sélectivité angulaire permettant de reproduire quantitativement les mesures CRESU. Nous illustrons enfin, dans le cadre d'une étude triatomique simple, le rôle joué par les forces à courte-portée et nous confirmons l'importance des effets liés à l'état rotationnel des réactifs. Nos résultats soulignent ainsi la nécessité de considérer en détaille couplage entre le mécanisme de capture et l'évolution consécutive du complexe de réaction.

Ce mémoire de thèse porte sur l'étude de la réactivité induite par les électrons de basse énergie (0-20 eV) dans les systèmes condensés. Ces électrons induisent dans ces systèmes la formation de fragments réactifs pouvant ensuite initier des réactions soit avec le substrat : c'est la fonctionnalisation de la surface, soit au sein même du film, ce qui conduit à la synthèse de nouvelles molécules. La première partie traite de la caractérisation et de la fonctionnalisation par des groupements organiques de la surface de diamant hydrogéné polycristallin. Il est en particulier montré que les électrons peuvent induire la chimisorption de groupements (CH2CN) après l'irradiation de deux monocouches d'acétonitrile CH3CN condensées sur le diamant, suivant une réaction, résonante à 2 eV pour laquelle un mécanisme est proposé. Cette étude ouvre ainsi la voie à l'utilisation des électrons de basse énergie comme vecteur de la fonctionnalisation contrôlée des surfaces. La deuxième partie concerne l'étude de la synthèse induite dans les glaces à basse température. Il est montré la formation de CO2 à partir de différents acides carboxyliques, ainsi que la synthèse de molécules plus complexes, comme l'acide aminé glycine à partir du film mixte CH3COOH:NH3 ou l'acide carbamique à partir du mélange CO2:NH3. Dans ces deux cas, un mécanisme de réaction est proposé. Cette étude montre que les électrons de basse énergie, présents en grand nombre en tant qu'électrons secondaires dans tout système condensé sous rayonnement ionisant (glaces interstellaires ou stratosphériques) peuvent jouer un rôle dans la chimie de ces milieux, en particulier dans la chimie prébiotique du milieu interstellaire.

Les interactions gaz/grain jouent un rôle important dans la chimie interstellaire aussi bien dans les régions exposées au rayonnement UV qu'à l'intérieur des nuages moléculaires où se forment des manteaux de glaces autour des grains. Cependant, les modèles astrophysiques pour décrire ces processus manquent considérablement de données fondamentales décrivant l'interaction du gaz avec un grain isolé.<br />Ce travail de thèse s'inscrit dans ce cadre et vise à explorer expérimentalement les interactions gaz/grain sur des nanograins de type molécules polycycliques aromatiques hydrogénées (PAH) à différentes températures. Il utilise le dispositif expérimental PIRENEA (Piège à Ions pour la Recherche et l'Étude de Nouvelles Espèces Astrochimiques) qui présente l'originalité de coupler les performances d'un instrument de spectrométrie de masse à résonance cyclotronique ionique à transformée de Fourier (FTICR-MS) avec un environnement cryogénique. Grâce à ce dispositif, le PAH peut être isolé de son environnement comme dans l'espace interstellaire et ses propriétés peuvent être étudiées à l'aide d'une interface photophysique (lampe UV-visible) et d'une interface chimique pour l'injection de gaz.<br />Notre étude concerne la réactivité de C24H11+ (cation du coronène déshydrogéné) avec la molécule H2O à basses températures entre 35 K et 300 K. Dans un premier temps, nous montrerons comment la densité de molécules d'H2O dans la cellule ICR peut être quantifiée à toutes ces températures par mesure traditionnelle de la pression et par mesure de l'amortissement du mouvement cyclotronique des ions. Ces résultats nous ont permis de tracer l'évolution du taux de réaction de C24H11+ + H2O avec la température du piège. Aucune dépendance avec la température n'a été mise en évidence. Nous confronterons et discuterons les résultats obtenus avec des calculs ab-initio.

L'échange de charge est un processus de couplage très efficace lorsqu'un gaz ionisé interagit avec un gaz neutre. Le but de ma thèse était d'étudier l'occurence de ce phénomène et ses effets dans l'héliosphère et d'autres systèmes astrophysiques.<br /><br />J'ai en premier lieu déterminé les paramètres du flot d'hydrogène atomique interstellaire autour du soleil et mis en évidence sa déflection à l'entrée dans l'héliosphère. Cette d´eflection, due à la création d'une population d'atomes secondaires lors des échanges de charge atomes H-protons, est la conséquence de la distorsion de l'héliosphère sous l'effet du champ magn´etique interstellaire. L'étude était basée sur l'analyse et la modélisation des données de l'instrument SWAN sur SOHO, qui mesure l'émission de rétro-diffusion résonnante du rayonnement solaire à Lyman-α (121.6nm) par les atomes d'hydrogène dans l'espace interplanétaire et sa ré-absorption par une cellule montée devant les photomètres.<br /><br />Dans une deuxième phase, j'ai étudié les émissions EUV/X (0.1-1 keV) dues aux échanges de charge entre les ions lourds du vent solaire et les atomes d'hydrogène et d'hélium. J'ai développé un modèle statique et une variante dynamique pour calculer les émissions X dans l'héliosphère en tenant compte des variations de l'activité solaire à grande (cycle de 11 ans) et courte (sursauts de vent solaire) échelle. J'ai appliqué mon modèle à une série d'observations X avec les télescopes XMM, Chandra et Suzaku. L'étude a montré que l'héliosphère est responsable de toute l'´emission entre 0.3 et 1 keV attribuée auparavant à la Bulle Interstellaire Locale, une structure de 100 parsecs environ, supposée remplie de gaz très chaud. Les résultats préliminaires dans le domaine 0.1-0.3 keV montrent également que la contribution héliosphérique est du même ordre que celle attribuée à la Bulle Locale.<br /><br />Finalement, en utilisant des modèles existants de l'interface entre le vent solaire et l'exosphère de Mars, j'ai calculé les émissions X dues aux échanges de charge entre les ions lourds du vent solaire et les atomes planétaires, montré comment elles révèlent les structures magnétiques autour de la planète, et les ai comparées aux observations récentes Chandra/XMM.

Le travail que je présente dans cette thèse est un travail principalement expérimental effectué au sein du laboratoire LAMAp de l'Université de Cergy-Pontoise, à l'aide du dispositif expérimental appelé FORMOLISM. Les principaux composants de ce dispositif sont: l'ultravide (10-10 mbar), l'ultra-froid (~5 K), des jets atomiques, la spectrométrie de masse TPD (Thermally Programmed Desorption) et la spectroscopie laser dans l'UV mettant en oeuvre des longueurs d'onde autour de ~200 nm. Grâce à la technique REMPI-TOF (Resonantly Enhanced Multi-Photon Ionization – Time Of Flight), nous avons étudié d'une part, la conversion de spin nucléaire de la molécule d'hydrogène H2 sur une surface de glace d'eau amorphe poreuse et d'autre part les processus de formation de cette molécule, qui est la plus abondante dans le milieu interstellaire, sur des surfaces simulant des grains de poussière interstellaire. Les résultats de cette étude présentent un intérêt capital en astrophysique. En effet cette formation ne peut se produire en phase gaz mais peut être expliquée par la rencontre de deux atomes d'hydrogène sur un grain de poussière du milieu interstellaire qui joue le rôle de catalyseur. Différents processus sont impliqués dans la formation de H2 qu'il s'agit d'identifier. Dans ce but, je présente des résultats entièrement nouveaux sur la formation de H2 moléculaire sur une surface de silicate amorphe. Je montre que la molécule peut se former dans un état rovibrationnellement excité de son niveau fondamental jusqu'à une température d'environ 70K et qu'elle est relâchée dans la phase gaz immédiatement après sa formation. Ces résultats démontrent la compétition entre deux mécanismes de formation à très basses température (<18 K) tandis qu'un autre mécanisme prend le relais jusqu'à 70K. / The work that I present in this thesis is primarily an experimental work carried out in the LAMAp laboratory at the University of Cergy-Pontoise, using the experimental device called FORMOLISM. The main components of this device are: ultra-high vacuum (10-10 mbar), ultra-low temperature (~5 K), atomic jets, TPD mass spectrometry (Thermally Programmed Desorption) and laser spectroscopy using ultraviolet wavelengths around ~200 nm. Thanks to the REMPI-TOF (Resonantly Enhanced Multi-Photon Ionization – Time Of Flight) technique, we have studied i) the nuclear spin conversion of the hydrogen molecule H2 on a porous amorphous water ice surface and ii) the processes of formation of this molecule, which is the most abundant in the interstellar medium, on surfaces simulating interstellar dust grains. The results of this study are of capital interest in astrophysics. Actually, this formation cannot occur in the gas phase but can only be explained by the encounter of two hydrogen atoms on a dust grain in the interstellar medium, the latter playing the role of a catalyst. Different processes are involved in the formation of H2 which require to be identified. With this aim, I present entirely new results on molecular H2 formation on an amorphous silicate surface. I show that the molecule can form in a rovibrationnally excited state of its ground state up to a temperature of about 70 K and that the molecule is released into the gas phase immediately after its formation. These results demonstrate the competition between two mechanisms of formation at very low temperature (<18 K) while another mechanism takes over up to 70 K.

Cette thèse présente le travail réalisé par l'auteur consacréà l'étude de l'influence des vents magnétosphériques des pulsars sur leur environnement. Le problème du vent magnétosphérique des pulsars est étudié dans le contexte des pulsars classiques, qui forment des nébuleuses de pulsar. L'observation de ces nébuleuses fournit des informations importantes sur leurs conditions physiques et dynamiques. Le vent magnétosphérique des pulsars milliseconde est également étudié. La contribution des pulsars millisecondeà l'émission gamma des amas globulaires est étudiée par des simulations numériques.Dans la première partie, les résultats des observations infrarouge du vestige de supernova G21.5-0.9 sont présentées. Les données utilisées comprennent des observations du Very Large Telescope de l'ESO, du télescope Canada-France-Hawaï (CFHT) et du télescope spatial Spitzer. La détection de la nébuleuse compacte autour du pulsar PSR J1833-1034, avec l'instrument CFHT/AOB-KIR (bande K') et la caméra IRAC/Spitzer (toutes les bandes), est présentée. La valeur moyenne de la fraction de polarisation linéaire de l'émission détectée est estiméeà $P_{rm L}^{avg} simeq 0.47$. Une oscillation du vecteur champ électrique dans la nébuleuse compacte peut être observée. Le spectre infrarouge de la nébuleuse compacte est bien décrit par une loi de puissance d'indice $alpha_{rm IR} = 0.7 pm 0.3$, et suggère un aplatissement spectral entre les domaines infrarouge et X. La détection de la raie d'émission [Fe II] à 1.64 $mu$m est présentée. La spectroscopieà moyenne résolution permet d'estimer l'extinction par le milieu interstellaire de l'émission infrarouge de l'objet, ainsi que la vitesse d'expansion de la matière émettant la raie du [Fe II], ce qui conduità une estimation de la distanceà G21.5-0.9 de $3.9 pm 1.2$ kpc.La deuxième partie présente une étude de l'activité magnétosphérique des pulsars milliseconde dans le contexte de l'émission gamma des amas globulaires. Une base de données des caractéristiques d'émission des pulsars milliseconde et des spectres d'éjection des électrons est créée sur la base du modèle pair starved polar cap de la magnétosphère des pulsars. Le concept de facteur de biais est introduit et étudié. Des spectres synthétiques d'amas globulaires sont simulés dans la gamme d'énergie allant du GeV au TeV. Ils consistent en une composante d'émission magnétosphérique des pulsars milliseconde résidant dans l'amas, et une composante Compton inverse résultant de la diffusion des photons ambiants (le champ stellaire des photons provenant des étoiles de l'amas, et le fond diffus cosmologique) par les leptons relativistes diffusant dans l'amas. Enfin, les spectres synthétiques des amas globulaires sont comparés et contrastés avec les observationsà haute et très haute énergie des amas globulaires sélectionnés: Terzan 5 et 47 Tucanae. / This PhD thesis presents the results of the studies on the influence of magnetospheric pulsar winds on the surroundings of these objects. The problem of the magnetospheric pulsar wind is studied in the context of classical pulsars, which power prominent pulsar wind nebulae. Observations of these nebulae yield important information on their physical and dynamical conditions. The magnetospheric winds of millisecond pulsars are also investigated. The contribution of millisecond pulsars to the gamma-ray emission of globular clusters is studied through numerical simulations. In the first part of the thesis, the results of infrared observations of the supernova remnant G21.5-0.9 are presented. The observational material includes data obtained with the ESO Very Large Telescope, the Canada-France-Hawaii Telescope and the Spitzer Space telescope. The detection of the compact nebula around the pulsar PSR J1833-1034, through imaging with both the CFHT/AOB-KIR instrument (K' band) and the IRAC/Spitzer camera (all bands), is reported. The average value of the linear polarisation fraction $P_{rm L}^{avg} simeq 0.47$ of the detected emission is estimated. A swing of the electric field vector across the compact nebula is observed. The infrared spectrum of the compact nebula is best described as a power law of index $alpha_{rm IR} = 0.7 pm 0.3$, and suggests its flattening between the infrared and X-ray bands. The detection of [Fe II] 1.64 $mu$m line emitting material is reported. Through medium resolution spectroscopy the infrared interstellar extinction to the object is estimated, and also the expansion velocity of the iron-line emitting material is determined, which in turn leads to estimating the distance of $d = 3.9 pm 1.2$ kpc to G21.5-0.9. The second part presents a study of the magnetospheric activity of millisecond pulsars in the context of the gamma-ray emission of globular clusters. Based on the pair starved polar cap model of the pulsar magnetosphere the database of the millisecond pulsar emission characteristics and the electron ejection spectra is created. The modelled electron ejection spectra are single-peaked for mildly inclined and fast rotating pulsars, while double-peaked for slowly rotating pulsars. The concept of the bias factor is introduced and studied. Synthetic spectra of globular clusters, stretching from MeV up to TeV energies, are simulated. They consist of the magnetospheric contribution from the millisecond pulsar population residing in the cluster, and an inverse Compton scattering (ICS) component resulting from up-scattering of the ambient photon fields (cosmic microwave background and optical photons from stellar population in the cluster) on the relativistic electrons diffusing through the cluster. The spectral characteristics of the ICS component depends on the composition of the ambient photon fields and also on the magnitude of the cluster magnetic field $B_{rm GC}$. For low $B_{rm GC} sim 1 mu$G the spectra are double-peaked. For the high $B_{rm GC} gtrsim 10 mu$G the ICS spectra are single-peaked. The level of ICS emission increases with the increase of $B_{rm GC}$, but it saturates for $B_{rm GC} sim 10 ~mu$G. Finally, the simulated synthetic spectra of globular clusters are confronted with the existing gamma-ray data for selected clusters: Terzan 5 and 47 Tucanae.