La compréhension des mécanismes d'émission et de variabilité au coeur des blazars émetteurs au TeV reste une question ouverte au sein de la communauté de l'astrophysique des hautes énergies. Le rayonnement extrême de ces objets permet de sonder les régions les plus proches du trou noir afin de poser des contraintes sur les mécanismes d'accélération des particules émissives. Nous considérons ici une distribution en énergie de ces particules sous la forme d'une quasi-maxwellienne relativiste. Ce type de distribution est justifié dans le cadre de l'accélération stochastique de particules de type interaction ondes MHD/plasmas. Ce manuscrit décrit la mise en oeuvre de cette distribution particulière dans le cadre de deux approches de modélisation différentes, la première dite homogène où la zone d'émission est supposée sphérique et la seconde dite inhomogène décrit le rayonnement d'un jet stratifié, et ce dans le cadre du « two-flow model ». Dans le deux cas, afin de rendre compte du caractère transitoire des périodes d'éruption, l'approche est menée de manière dépendante du temps et le processus de création de paires par photo-annihilation joue un rôle primordial. Nous avons de plus pris en compte l'atténuation du signal gamma par les photons du fond cosmique infrarouge lors de leur parcours vers l'observateur. Nous nous sommes de plus attaché à poser des contraintes sur la dynamique d'ensemble des jets à partir d'arguments statistiques simples ; nous avons mis en évidence pourquoi les modèles homogènes en général, ne sont pas appropriés pour la déduction des vitesses d'ensemble de ces sources bien qu'ils reproduisent remarquablement leurs caractéristiques spectrales.

Quatre sources de rayons gamma ont été associées à des systèmes binaires dans notre galaxie: le microquasar Cygnus X-3 et les binaires gamma LS I +61°303, LS 5039 et PSR B1259-63. Ces systèmes sont composés d'une étoile compagnon massive et d'un objet compact de nature inconnue, sauf dans PSR B1259-63 où un pulsar jeune a été détecté. Je propose ici un modèle théorique complet pour expliquer l'émission et la variabilité gamma de haute énergie dans les binaires émettant en gamma. Dans ce modèle, le rayonnement de haute énergie est produit par la diffusion Compton inverse des photons stellaires sur des paires électron-positron ultrarelativistes injectées par un pulsar jeune dans les binaires gamma et dans un jet relativiste dans les microquasars. La modulation du flux TeV dans LS 5039 est bien reproduite en combinant les effets d'émission, d'absorption et du recyclage de l'émission par une cascade de paires. Néanmoins, ce modèle ne permet pas d'expliquer l'émission gamma dans LS I +61°303 et PSR B1259-63. D'autres processus doivent dominer dans ces systèmes plus complexes. Dans Cygnus X-3, le rayonnement gamma peut être reproduit de manière convaincante avec l'émission Compton amplifiée Doppler de paires dans un jet relativiste. Les binaires gamma et les microquasars offrent un environnement nouveau permettant l'étude des vents de pulsar et des jets relativistes à de très petites échelles spatiales.

L'étude des mécanismes d'émission et de variabilité des blazars du TeV est l'objet d'intenses recherches depuis de nombreuses années. Les modèles courants d'émission une zone homogène utilisés posent de nombreux problèmes, notamment à cause des grands facteurs de Lorentz qu'ils requièrent et qui sont en contradiction avec les contraintes dérivées des observations radio des jets. Dans cette thèse je décris une approche multizone inhomogène dépendante du temps, dans le cadre du modèle du two-flow. Je calcule l'émission d'un jet complet, dans lequel se propagent des paires électron-positron relativistes distribuées en pileup. L'évolution et l'émission du plasma de paires est calculée en tenant compte d'un terme de chauffage turbulent, du refroidissement radiatif, ainsi que d'un terme de production de paires par photo-annihilation. Appliqué à PKS 2155−304, ce modèle permet de reproduire le spectre complet, ainsi que la variabilité simultanée multi longueur d'onde, avec un faible facteur de Lorentz. La variabilité est expliquée par l'instabilité de la création de paires dans le jet. La valeur du facteur de Lorentz est néanmoins trop élevée pour être en accord avec les observations radio et la statistique de détection de ces objet. Je montre à la fin de ma thèse, comment, en tenant compte de l'ouverture géométrique des jets, peut on réconcilier de grands facteur de Lorentz avec l'absence de mouvement superluminique observé en radio, ainsi que la relative abondance de ce type de source.

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

Dans cette thèse, je présente un modèle permettant de rendre compte des caractéristiques essentielles des Blazars, i.e. l'émission haute énergie (du MeV au TeV) et l'éjection de matière à des vitesses relativistes, compatibles avec l'observation de mouvements apparemment superluminiques, en interférométrie à très grande base (VLBI). Ce même type de mouvement a été observé pour des objets galactiques, les microquasars. L'ingrédient principal de ce modèle est la présence d'un plasma non thermique de paires évoluant dans un jet Magnéto-hydrodynamique (modèle à deux écoulements). Je montre comment la force résultant des interactions Compton Inverses d 'un plasma relativiste de paires, dans le champ de photons anisotrope provenant d'un disque d'accrétion (phénomène de fusée Compton) permet de propulser ce plasma jùsqu'à des vitesses d'ensemble relativistes. Les facteurs de Lorentz d'ensemble terminaux obtenus sont compatibles avec ceux déduits des observations des objets extragalactiques et galactiques. L'émission de photons haute énergie est associée au rayonnement Compton Inverse du plasma de paires sur deux types de photons sources, ceux provenant du dIsque d'accrétion et ceux provenant du propre rayonnement synchrotron de ces paires. Le processus de création de paires par absorption gamma-gamma permet d'expliquer naturellement la formation de ce plasma. Les différents rayonnements émis par le faisceau de paires permettent d'obtenir de bons ajustements des spectres multi-longueur d'onde de différents objets. L'instabilité due à la création de paires semble être une bonne clef pour l'explication de la variabilité des Blazars. Un modèle dépendant du temps, couplant de manière simplifiée création de paires et accélération des particules, est présenté. Sous certaines conditions, des éjections de paires apparaissent de manière quasi-périodique, pouvant expliquer l'apparition des nouvelles composantes VLBI, associées à un sursaut d'activité aux hautes énergies.

Les sursauts gamma sont des sources astrophysiques parmi les plus brillantes du ciel. Dans le modèle standard actuel (boule de feu), leur émission prompte (X et gamma) est due à des particules chargées accélérées au sein de jets relativistes émis à la formation de trous noirs de masses stellaire. L'émission rémanente observée de la radio aux X serait due à l'interaction de ces jets avec le milieu interstellaire. Le LAT, détecteur à création de paire du télescope spatial Fermi, permet depuis juin 2008 l'étude du ciel gamma de 20 MeV à plus de 300 GeV avec des performances inégalées. Le GBM, détecteur de sources transitoires de Fermi (8 keV à 40 MeV) a observé environ 500 sursauts gamma, dont 18 ont été observés par le LAT dans le domaine du GeV. Une localisation précise de ces sursauts et la synergie de Fermi avec les autres observatoires permettent l'étude des rémanences associées et une meilleure interprétation des observations. Mon travail a porté sur plusieurs facettes de cette étude, la première étant la localisation des sursauts détectés par le LAT. La détermination des erreurs systématiques des localisations obtenues avec le LAT a permis de faciliter le suivi par d'autres télescopes. En utilisant les techniques standard d'analyse nous avons mis au point une procédure de recherche des émissions prolongées de haute énergie des sursauts gamma. L'observation simultanée de l'émission prolongée de haute énergie GRB 090510 et de sa rémanence UV et X a permis une étude détaillée de ce sursaut court. Ensuite, nous avons développé une analyse alternative basée sur une sélection relâchée des données LAT, afin d'utiliser les événements d'énergies inférieures à 100 MeV dans les analyses spectrales. Ceci permettra de mieux contraindre les spectres des émissions promptes et donc les modèles proposés. L'utilisation de cette sélection a aussi permis de nouvelles détections, essentiellement à grande inclinaison, et permettra d'étudier les caractéristiques temporelles de l'émission prompte à haute énergie. Enfin, nous avons démarré l'étude d'un modèle d'émission prompte issue des chocs internes, développé à l'IAP. L'objectif est d'évaluer la sensibilité de nos analyses aux paramètres de ce modèle, et de le contraindre à l'aide de nos observations.

Après un rappel des principaux enjeux de l'astronomie y des hautes énergies, l'imageur C.A.T. ("Cerenkov Array at Thémis") est présenté, l'accent étant mis sur les résultats récents de calibration, qui est un aspect particulièrement délicat des détecteurs à effet Tcherenkov atmosphérique: aucune calibration directe n'étant possible, la maîtrise du télescope doit passer par une confrontation constante des résultats obtenus sur la base de modélisations numériques et de données réelles, dont celles prises sur la source de référence qu'est la nébuleuse du Crabe. Au fil de leur présentation, les procédures d'extraction du signal gamma et de reconstruction de spectres sont ainsi testées et validées. Les résultats d'observation des blazars Markarian 501 et Markarian 421 sont ensuite exposés: une corrélation entre l'émission de rayons X (> keV) et de gamma au TeV est établie pour ces deux sources; au TeV, une rapide variabilité est observée, parfois à l'échelle de l'heure pour Markarian 421; Markarian 501 apparaît cependant plus extrême: son maximum de puissance est atteint vers 500 GeV, et un durcissement spectral est mis en évidence lors des sursauts les plus intenses. Tous ces résultats consolident la séquence spectrale récemment proposée pour unifier la classe des blazars; ils suggèrent une zone d'émission très compacte (N10-3 parsec), se propageant à vitesse relativiste à la base des jets radio de ces objets, et contenant une unique population d'électrons responsables de l'émission non thermique observée sur un large domaine de longueur d'onde. Un modèle de type Synchrotron Self-Compton est appliqué avec succès aux données prises sur Markarian 501 en Avril 1997. Enfin, la recherche de signal en provenance de 20 autres blazars candidats au TeV est entreprise, et aboutit à une limite supérieure à l'émission gamma de chacun d'eux.

Les sursauts gamma sont de brefs (' 10 ms-100 s) flashs de photons gamma (keV-MeV), très intenses et très variables. Ils sont suivis d'une émission rémanente, détectée des rayons X à l'optique et aux ondes radio, qui décroît rapidement pour s'éteindre en quelques jours ou semaines. Leur luminosité extrême permet de les détecter jusqu'aux distances cosmologiques (au moins jusqu'à un décalage vers le rouge de 9). Ils sont associés à des jets ultra-relativistes éjectés par une source compacte nouvellement formée. Le sursaut est émis par des processus internes au jet et la rémanence est due au freinage par le milieu environnant. Le satellite Swift, lancé en 2004, a fait progresser notre connaissance de la phase rémanente (en particulier précoce), tandis que le satellite Fermi, lancé en 2008, a ouvert une nouvelle fenêtre spectrale à haute énergie (au dessus de 100 MeV). Mes travaux s'inscrivent dans le contexte de ces avancées observationnelles, dont certaines remettent en cause le " modèle standard " des sursauts gamma établi au cours des années 90. J'ai développé les outils numériques nécessaires pour modéliser de manière cohérente l'ensemble des phases d'émission du jet relativiste depuis sa photosphère jusqu'à sa décélération. A l'aide de ces outils j'ai obtenu plusieurs résultats qui contribuent à une meilleure compréhension de la physique des sursauts. Concernant le sursaut proprement dit, j'ai développé une approche nouvelle pour calculer précisément l'opacité vue par un photon de haute énergie se propageant dans un jet ultra-relativiste. Ceci m'a permis d'obtenir des contraintes importantes sur les conditions physiques dans le jet à partir des résultats de Fermi (facteur de Lorentz en particulier). Je me suis également attaché à identifier des signatures observationnelles permettant de discriminer entre différents modèles d'émission : signatures spectrales (émission optique et gamma de haute énergie, composante thermique) et temporelles (transition avec la rémanence). En ce qui concerne la rémanence, j'ai poursuivi le développement d'un modèle alternatif - le modèle du " choc en retour " - récemment proposé pour expliquer la complexité phénoménologique révélée par Swift. Portant sur les propriétés génériques de la rémanence, mais également sur quelques sursauts singuliers, mes travaux montrent que ce modèle du choc en retour explique plus naturellement que le modèle standard la diversité des comportements observés.