Les Noyaux actifs de galaxie (AGN) incluent les sources quasi stables les plus énergétiques connues dans l'univers jusqu'à aujourd’hui. Du fait de leur distance, de leur haute luminosité et de leur petite taille, leurs régions intérieures ne sont pas directement résolvables avec les télescopes actuels. C’est pour ces raisons que nous avons besoin de techniques d’observation indirectes et de modèles théoriques pour discerner leur structure. Dans cette optique, le rôle de la polarimétrie est crucial. Elle a été ces dernières années la méthode clé qui a permis de développer le modèle unifié des AGN et pourrait, à l’avenir, nous offrir des nouveaux éléments pour sonder les régions des AGN irrésolues. Dans cette thèse, j’ai conduit des simulations sur les transferts radiatifs relatifs aux rayonnements continus émis des différentes régions intérieures des AGN en utilisant la nouvelle technique de cartographie de réverbération polarimétrique. Ce travail a été inspiré par les recherches de Gaskell et al. (2012). Le but de cette recherche est de fournir des modèles théoriques sur les différents composants des AGN en considérant le rayonnement polarisé en fonction du temps. La polarisation induite par la diffusion a été modélisée et différentes géométries de poussières circumnucléaires ont été testées. Les résultats incluent les effets de l’agrégation des poussières et différentes compositions de poussière. Pour étendre le modèle, les effets complémentaires des vents ionisés s’étirant en direction des pôles ont également été étudiés ainsi que ceux de l’anneau de diffusion équatorial théorique, avec pour postulat qu'il explique l’angle de polarisation observé dans les pôles des AGN. Les simulations ont été exécutées en utilisant une version du code STOKES incluant la dépendance temporelle. Il sera possible d'étendre ce travail à l'avenir. Les prochaines étapes suggérées incluront des raies d'émission aux modélisations ainsi que plus de complexité concernant la géométrie et la distribution de la poussière et/ou des électrons dans les régions de diffusion. Ce travail sera important pour profiter de futures données observationnelles systématiques avec un bon échantillonnage temporel. / Active galactic nuclei (AGN) include the most powerful quasi-steady sources of energy known to date in the universe. Due to their distance, high brightness and small size, their inner regions are not directly resolvable with current telescopes. This is the reason why indirect techniques and theoretical models are needed to discern their structure. In this scenario the role of polarimetry is crucial. In the past it was the key method that led to the development of the Unified Model of AGN and in the future, it may give us new clues to probe unresolved AGN regions. In this thesis, I conducted radiative transfer simulations for continuous radiation of different inner regions of the AGN using the new technique of polarimetric reverberation mapping. This work has been inspired by the work of Gaskell et al. (2012). The goal of this research is to provide theoretical models of the different components of the AGN considering time-dependent polarized radiation. Scattering induced polarization has been modeled and different circumnuclear dust geometries have been explored. The results include the effects of clumpiness and different dust compositions. To further extend the model, the effects of additional extended ionized winds along the polar direction have also been explored as well as the putative equatorial scattering ring postulated to explain the polarization angle observed in pole-on AGN. The simulations were run using a time-dependent version of the STOKES code. It will be possible to extend this work in the future. Suggested future steps are including emission lines in the models, as well as more complexity in the geometry and distribution of dust and/or electrons in the scattering regions. This work will be important for taking advantage of systematic future observational data with good temporal sampling.

La dernière génération de satellites X, comme XMM-Newton ou Chandra, a beaucoup enrichi notre savoir sur les propriétés du rayonnement X des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG). La spectroscopie détaillée et les observations longues de plusieurs centaines de milliers de secondes ont ouvert de nouvelles perspectives sur les mécanismes de la production du rayonnement X, de sa modification par la matière située sur son chemin, et sur sa variabilité.<br /><br />Dans ma thèse, je présente des modèles de transfert de rayonnement thermique pour les NAG dans les domaines spectraux de l'extrême UV et des X. Les modèles prennent en considération plusieurs aspects des propriétés X observées: la composante du 'reprocessing', la variabilité et les flares X, ainsi que les effets du 'warm absorber'. Concernant le reprocessing, je modélise en détail des flares X en supposant des reconnexions magnétiques au-dessus du disque d'accrétion. Ces événements sont supposés être similaires aux flares solaires. Ils produisent des sources lumineuses et compactes émettant du rayonnement X dur et créant des taches chaudes sur le disque sous-jacent. J'évalue les propriétés physiques du milieu du disque à travers la tache et je calcule des spectres pour le rayonnement ré-émis en fonction de la position dans la tache et de la ligne de visée locale. Je fais varier la masse du trou noir, son taux d'accrétion, et son paramètre de rotation en évaluant des taches à plusieurs distances du trou noir et pour des phases orbitales différentes. Je calcule aussi des spectres vus par un observateur lointain en appliquant un traitement complet de relativité qui est basé sur une technique du tracés de rayons. Je fournis des simulations de l'évolution spectrale à laquelle on s'attend pour des flares particuliers, en tenant compte des délais causés par la distance entre la source compacte et différents endroits de la tache chaude. Les modèles du flare sont effectués en supposant un disque d'accrétion sous-jacent qui est à l'équilibre hydrostatique. La durée du flare est supposée être par un facteur significatif moins longue que l'échelle de temps dynamique du disque, afin que sa structure verticale reste constante pendant toute la période du flare.<br /><br />Des observations récentes de la galaxie Seyfert-1 MCG -6-30-15 avec XMM-Newton ont montré une courbe du lumière qui contient un flare lumineux et symétrique pendant environ 2000 secondes. Pour ce flare, Ponti et al. (2004) présentent une analyse temporelle à l'aide des fonctions d'auto-corrélation en dérivant des délais entre des bandes d'énergie différentes. Je suggère un modèle simple qui décrit ces délais en supposant que l'observateur détecte le rayonnement primaire et le reprocessing comme pulses consécutifs. Ce modèle reproduit les délais observés dans MCG -6-30-15 d'une manière qualitativement correcte, et il permet une estimation de la distance entre la source compacte du flare et la surface du disque.<br /><br />En utilisant les résultats de la modélisation d'un flare particulier, on effectue des simulations Monte-Carlo pour des distributions de flares répartis sur le disque. Le spectre de variabilité rms calculé est construit sur la base des ces simulations pour différentes distributions radiales de la luminosité du disque et pour différents paramètres de rotation du trou noir. En appliquant notre modèle au spectre rms observé, nous apportons à ces paramètres des contraintes pour le cas de MCG -6-30-15.<br /><br />Enfin, nous étudions la modification du rayonnement X dans des régions plus lointaines de l'objet central grâce à une modélisation du warm absorber. Une grille de modèles est calculée pour un warm absorber en équilibre de pression totale, comme l'a suggéré récemment l'observation de la galaxie Seyfert-1 NGC 3783. Nous montrons les tendances générales de la stratification du milieu et du spectre absorbé qui en résulte en faisant varier la pente du spectre incident, le paramètre d'ionisation, et la densité de colonne du warm absorber.<br />_______________<br />Référence: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451

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.

Le dispositif CELESTE désigne la transformation de la centrale solaire de Thémis (Pyrénées orientales) en un vaste télescope pour l'astronomie des très hautes énergies; le nom avait été proposé par Eric Paré, inventeur du projet, et directeur de cette thèse jusqu'à son décès accidentel en Juillet 1998. La thèse décrit le long travail de mise en place et de démarrage du projet basé sur un vaste dispositif optique placé en haut de la tour solaire pour détecter la lumière réfléchie par les héliostats. On observe ainsi, par nuits sans lune, les gerbes atmosphériques produites par les rayons gamma en provenance du cosmos. La thèse se conclut par les premières observations jamais faites de rayons gamma aux énergies d'environ 50 GeV provenant d'une part d'une source Galactique, la nébuleuse du Crabe, et d'autre part d'une source extra-galactique, un trou noir supermassif, Markarian~421.

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.

Les trous noirs supermassifs résident dans les centres de la plupart des galaxies massives et on observe des corrélations entre leurs masses et les propriétés de leurs galaxies hôtes. De plus, on observe des trous noirs de plus d’un milliard de masses solaires quelques centaines de millions d’années seulement après le Big Bang. Ces trous noirs supermassifs présents dans l’univers jeune ne sont que le sommet de l’iceberg de l’ensemble de la population de trous noirs, mais ils mettent en question notre compréhension de la formation et de la croissance des premiers trous noirs. Notre nouvelle méthode améliorant le calcul de la densité de colonne de H2 donne des probabilités pour former des graines massives de trous noirs qui sont plus d’un ordre de grandeur plus élevées que prédit précédemment. Nous trouvons que CR7 pourrait être le premier candidat à héberger un tel trou noir formé par effondrement direct et nous démentons l’existence initialement revendiquée d’une population stellaire massive primordial dans CR7. Nous calculons la densité des taux de fusion des trous noirs binaires des premières étoiles et leurs taux de détection avec aLIGO. Notre modèle démontre que les détections des ondes gravitationnelles à venir au cours des prochaines décennies permettront d’imposer des contraintes plus strictes sur les propriétés des premières étoiles et donc sur les scénarios de formation des premiers trous noirs. Nous développons un modèle analytique en 2D de la rétroaction des noyaux actifs de galaxie pour démontrer qu’un profil de disque plus réaliste réduit la quantité de gaz qui est éjectée du halo par rapport aux modèles 1D existants. La rétroaction empêche l’accretion de gaz sur le trou noir central pendant seulement ∼1 million d’année environ, ce qui permet une accretion de gaz presque continue dans le plan du disque. Avec cette thèse, je contribue à une meilleure compréhension de la formation et la croissance des premiers trous noirs supermassifs. / Supermassive black holes reside in the centres of most massive galaxies and we observe correlations between their mass and properties of the host galaxies. Besides this correlation between a galaxy and its central black hole (BH), we see BHs more massive than one billion solar masses already a few hundred million years after the Big Bang. These supermassive BHs at high redshift are just the tip of the iceberg of the entire BH population, but they challenge our understanding of the formation and growth of the first BHs. Our improved method to calculate H2 self-shielding yields probabilities to form massive seed BHs that are more than one order of magnitude higher, than previously expected. We find that CR7 might be the first candidate to host such a direct collapse BH and we disprove the initially claimed existence of a massive metal-free stellar population in CR7. We calculate the merger rate density of binary BHs from the first stars and their detection rates with aLIGO. Our model demonstrates that upcoming detections of gravitational waves in the next decades will allow to put tighter constraints on the properties of the first stars and therefore on formation scenarios of the first BHs. We develop a 2D analytical model of active galactic nuclei-driven outflows to demonstrate that a more realistic disc profile reduces the amount of gas that is ejected out of the halo, compared to existing 1D models. The outflow prevents gas accretion on to the central BH for only about ∼1Myr, which permits almost continuous gas inflow in the disc plane. With this thesis, I contribute to a better understanding of the formation and growth of the first supermassive BHs.

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.

Ce travail de thèse s'articule autour de deux questions scientifiques importantes à propos des galaxies actives : quels sont les mécanismes transportant le gaz et quel est le role de la galaxie sur l'activité nucléaire ? Nous avons donc mené une étude observationnelle approfondie et statistique du gaz et des étoiles, pour comparer la morphologie et cinématique des galaxies actives et non-actives sur differentes échelles spatiales, en utilisant des données spectroscopiques optique et radio. Nos résultats montrent que dans les régions centrales des galaxies actives la cinématique des étoiles est régulière alors que le gaz est perturbé. Ces perturbations suggèrent un lien entre la dynamique au centre des galaxies et les mécanismes d'alimentation du noyau actif. Enfifin les données radio et optique sont combinées pour analyser la cinématique galactique dans son ensemble. Cette étude nous<br>permet de sonder à differentes échelles spatiales les perturbations liées à l'alimentation du noyau actif.

La première partie de cette thèse est centrée sur la mission ECLAIRs, dédiée à l'étude de l'émission prompte multi-longueurs d'onde des sursauts γ. Les performances de la caméra X/γ d'imagerie grand champ d'ECLAIRs sont estimées par des simulations Monte-Carlo. La sensibilité de détection des sursauts γ dépend principalement du bruit de fond sur la caméra. En prenant en compte les principales composantes de l'environnement spatial (le fond diffus X extra-galactique, les protons du rayonnement cosmique et atmosphériques, les neutrons atmosphériques, et les photons X-γ de l'albédo terrestre) pour une orbite d'ECLAIRs à 600 km d'altitude et à 20o d'inclinaison, le bruit de fond dans la bande d'imagerie de 4 à 50 keV est estimé à 7,1 coups cm-2 s-1. La sensibilité limite pour un seuil de détection de 5,5 σ de fluctuations du bruit de fond est estimée à 530 milli-Crabe sur une seconde d'intégration dans la bande d'énergie de 4 à 50 keV. Compte tenu des niveaux de bruit de fond, le taux de sursauts γ détectables par an, dans la bande 4-300 keV, est estimé entre 50 et 90 sursauts γ suivant la dureté du sursaut. Pour un échantillon d'une centaine de sursauts détectés, 47% seront localisés à mieux que 10' et 61% à mieux 20' pour un temps d'intégration de 1,024 secondes. Par ailleurs, avec un champ de vue de 105o x 105o et une sensibilité limite de 10 milli-Crabe sur 10 h d'intégration dans la bande 20-200 keV et 3 milli-Crabe dans la bande 4-10 keV, la caméra X-γ fera également un balayage de la sphère céleste, à la recherche de noyaux actifs de galaxies (NAG), de novae X, et de Soft Gamma Repeaters.<br /><br />Dans la seconde partie de cette thèse, nous nous intéressons à l'apport du code de photo-ionisation, Titan, dans l'interprétation des spectres de haute résolution des NAG, obtenus en X avec les satellites XMM-Newton et Chandra. Nous montrons que les formalismes approchés utilisés pour résoudre le transfert radiatif induisent des interprétations imprécises des spectres des NAG en X, car les flux de raies calculées (notamment les raies de résonance) sont systématiquement surestimés par 30% pour des milieux avec une densité de colonne totale CD < 1021 cm-2 à un ordre de grandeur pour des milieux avec CD > 1024 cm-2. A partir d'une étude théorique du triplet de raies des ions héliumoïdes, nous mettons également en évidence un jeu de diagnostics spectroscopiques. Ces diagnostics permettent de déterminer la densité, la densité de colonne totale et le paramètre d'ionisation des milieux photo-ionisés observés, à partir de la mesure des flux de raies et de la température des continus de recombinaison radiative.

L'optique adaptative est une technique qui permet de corriger en temps reel des defauts introduits par la turbulence atmospherique sur les images produites par un telescope. Les instruments ont maintenant atteint une maturite suffisante pour que des systemes de seconde generation apparaissent. Le Telescope Canada France Hawaii s'est equipe d'une optique adaptative a mesure et controle de courbure. Son integration et csa caracterisation en laboratoire et sur le ciel constituent la permiere partie de cette these. La philosophie et la methodologie d'integration sont exposes, ainsi que les resultats des tests. Ces derniers permettent d'estimer les performances de l'instrument dans de nombreuses conditions d'observations; elles sont excellentes et s'accordent avec les previsions. Une etude des galaxies a flambee d'etoiles constitue la seconde partie de la these. En effet, l'optique adaptative est un outil de choix pour l'observation de ces objets pour deux raisons; tout d'abord les sursauts de formation d'etoiles ont lieu dans des regions tres riches en poussieres, dont la profondeur optique est moindre dans le domaine infrarouge que dans celui du visible; ce domaine est aussi celui ou la correction apportee par l'optique adaptative est la plus efficace. De plus ces objets sont lointains, et il est necessaire de les observer a haute resolution angulaire pour pouvoir saisir les details de leur morphologie, et c'est precisment le but de l'optique adaptative: augmenter la resolution en s'affranchissant du flou residuel introduit par la turbulence atmospherique. Des resultats obtenus par les deux instruments d'optique adaptative ouverts a la communaute astrophysique sont presentes: onze galaxies (NGC 863, NGC 1068, NGC 1365, NGC 5033, NGC 7469, NGC 7714m Markarian 231, Markarian 565 et Arp 299) ont ete observes, et chaque cas est replace dans le contexte du modele unifie des noyaux actifs de galaxie. Par ailleurs, certains phenomenes sont mis en evidence ou trouvent confirmation (barres internes, super-amas d'etoiles, entoulement de bras spiraux).