L'Observatoire Pierre Auger a été spécialement conçu pour acquérir une statistique importante de rayons cosmiques d'ultra haute énergie (supérieure à 1019 eV) afin d'en comprendre l'origine. Il associe deux techniques de détection des gerbes atmosphériques, produit de l'interaction des rayons cosmiques avec l'atmosphère : des télescopes à fluorescence mesurent le profil longitudinal de la gerbe et un réseau de détecteurs au sol échantillonne le profil latéral. Après une présentation sur les rayons cosmiques, la détection des gerbes atmosphériques par l'Observatoire Pierre Auger est exposée. Le troisième chapitre est consacré à la description d'outils qui ont été réalisés dans le cadre de la mise en place de la base de données de l'expérience au Centre de Calcul de l'IN2P3 à Lyon. Nous abordons ensuite les analyses que nous avons pu mener grâce à la mise en place du réseau prototype sur le site sud de l'Observatoire. Dans un premier temps, les événements enregistrés ont permis d'étudier différentes constantes de calibration des détecteurs de surface. Nous nous sommes ensuite consacrés à la reconstruction des événements, 11 mois de prise de données ont été analysés. Enfin, une analyse Monte Carlo a été menée pour déterminer la nature de ces rayons cosmiques. Trois paramètres des gerbes atmosphériques, mesurables par le détecteur de surface et permettant de discriminer entre les différents types de particules primaires, ont été extraits et comparés avec les données du réseau prototype.

L'observatoire Pierre Auger se propose de recueillir une statistique sans précédent concernant le spectre des rayons cosmiques d'ultra haute énergie. Les quelques données actuelles suggèrent une absence de coupure GZK, coupure liée à la distance d'atténuation des protons dans un milieu de propagation tel que le rayonnement fossile à 3K.<br> Après avoir étudié l'effet des champs magnétiques extragalactiques sur la propagation des rayons cosmiques et l'influence sur le spectre, une grande partie du chapitre consacré à la description de l'expérience Auger sera laissée au système d'acquisition des données.<br> L'étude des gerbes atmosphériques initiées dans la haute atmosphère sous incidence rasante est riche d'enseignements concernant la possibilité de détection de neutrinos. Une procédure de reconstruction de l'énergie des gerbes rasantes hadroniques est formalisée et appliquée aux événements du prototype dans le chapitre 4, et le calcul de la sensibilité aux neutrinos du détecteur complet est donné dans le chapitre 5.<br> Enfin, l'analyse des données de l'année 2002 du réseau prototype de l'expérience Auger est l'objet du chapitre 6.

L'origine des rayons cosmiques d'ultra haute énergie reste une énigme de<br />la physique contemporaine, que l'Observatoire Pierre Auger, détecteur<br />hybride d'une taille inégalée, va tenter de résoudre. L'observation<br />directe des sources de ces particules, ou de structures à grande échelle<br />sur le ciel associées à ces sources, est un des premiers objectifs de<br />cet observatoire. De telles observations permettront aussi de contraindre la<br />propagation des rayons cosmiques, qui, entre leurs sources et la Terre,<br />subissent d'une part des interactions sur des fonds de photons de basse<br />énergie, et d'autre part des déflections dans des champs magnétiques<br />astrophysiques.<br />Cette thèse comprend deux volets, afin d'observer les sources des rayons<br />cosmiques avec l'Observatoire Auger et de les modéliser.<br /><br />Nous commençons par décrire en détail l'Observatoire Pierre Auger,<br />et nous intéressons ensuite à l'acceptance de son détecteur de surface<br />afin de pouvoir construire des cartes de couverture précise du ciel, outil<br />indispensable à l'étude des anisotropies. Nous présentons ensuite des<br />méthodes de recherche d'anisotropies sur le ciel, et analysons les deux<br />premières années de prise de données de l'Observatoire.<br /><br />Après une description des phénomènes susceptibles d'influencer la<br />propagation et l'observation de sources de rayons cosmiques d'ultra-haute<br />énergie, nous présentons des simulations numériques destinées à<br />prédire des observables telles que le spectre, les anisotropies et la<br />composition mesurables par Auger, en fonction de différents modèles<br />astrophysiques. Nous montrons que les champs magnétiques extragalactiques<br />peuvent jouer un rôle crucial, surtout si les rayons cosmiques sont en<br />partie des noyaux lourds. Enfin, nous montrons que la propagation de ces<br />particules depuis une source proche génère des flux secondaires de<br />rayons gamma qui pourront être détectés par des télescopes gamma au<br />TeV.

L'étude du spectre en énergie des rayons cosmiques d'ultra-haute énergie (E > 1020 eV) impose de déterminer cette dernière avec bien plus de précision que ce qui est réalisé actuellement. La gerbe de particules créée dans l'atmosphère peut être détectée soit par l'échantillonnage au sol des particules, soit par la détection de la fluorescence produite par l'excitation de l'azote par les électrons de la gerbe. La mesure de la fluorescence est, pour le moment, la méthode la plus simple et la plus fiable, car elle ne fait pas appel aux lois de la physique hadronique à des énergies extrêmes, domaine inaccessible aux accélérateurs. La connaissance précise du facteur de conversion entre énergie déposée et nombre de photons de fluorescence émis (le rendement) est donc essentielle. Jusqu'à présent, il n'a été déterminé qu'avec une précision de 15 %. Cette expérience a pour objectif principal la mesure de ce rendement à mieux que 5 %. Pour cela, des électrons (~1 MeV) provenant d'une source radioactive excitent l'azote de l'air. Cette précision a été atteinte par la mise en œuvre d'une méthode de calibration nouvelle de l'efficacité absolue des photomultiplicateurs détectant les photons à mieux que 2 %. Le rendement de la fluorescence, mesuré puis normalisé à 0.85 MeV, 760 mmHg et 15°C, vaut<br />4.23 ± 0.20 photons par mètre,<br />soit 20.46 ± 0.98 photons par MeV déposé.<br />Par ailleurs, et pour la première fois, le spectre de la fluorescence de l'azote excité par une source a été mesuré de façon absolue au moyen d'un spectromètre optique à réseau.

Les carbones amorphes hydrogénés (a-C:H ou HAC) constituent une composante importante de la poussière interstellaire. Ces grains hydrocarbonés sont observés au travers de bandes d'absorption IR à 3.4, 6.9 et 7.3 microns, caractéristiques des vibrations des liaisons C-H aliphatiques. Leurs signatures spectrales sont détectées dans le milieu interstellaire diffus de différentes lignes de visée de la Voie Lactée, mais aussi de nombreuses autres galaxies. Cette thèse porte sur l'étude de ces a-C:H interstellaires, à la fois au travers d'observations de ces poussières, et grâce à la synthèse et la caractérisation d'analogues de laboratoire.Une première partie de mon travail de thèse est consacrée à l'observation de la bande à 3.4 microns des a-C:H du milieu interstellaire diffus galactique en direction de la source IRAS 18511+0146. La bande d'absorption des modes d'élongation C-H détectée dans cette direction, vers différentes lignes de visée proches les unes des autres, présente des profondeurs optiques similaires et les plus fortes observées dans la Voie Lactée en dehors du centre galactique. Différentes interprétations de la profonde bande dans cette direction sont discutées.Des analogues de ces poussières carbonées aliphatiques ont été synthétisés en laboratoire, sous forme de films, grâce à un plasma, et reproduisent bien les bandes IR observées dans le milieu interstellaire diffus. Ces échantillons ont été caractérisés par spectroscopie d'absorption dans l'UV-visible et l'IR.Puisque les a-C:H émettent un rayonnement visible après absorption de photons UV ou visibles, une partie de la thèse est consacrée à une étude systématique de cette photoluminescence. Pour la première fois, les rendements absolus et intrinsèques de photoluminescence d'a-C:H sont déterminés pour une large gamme de longueurs d'onde d'excitation. Les propriétés de la photoluminescence des a-C:H sont confrontées aux observations de l'Emission Rouge Etendue, une large bande d'émission interstellaire dont les porteurs ne sont pas identifiés.Afin de déduire l'influence des rayons cosmiques sur ces poussières carbonées, les analogues produits ont été irradiés par différents ions énergétiques dont le dépôt d'énergie est similaire à celui du rayonnement cosmique interstellaire. Les effets induits ont été suivies par IR. L'analyse de la déshydrogénation des a-C:H observée au travers de la disparition progressive des bandes des C-H aliphatiques permet de déduire l'évolution de ces poussières interstellaires et de leurs signatures spectrales sous l'effet des rayons cosmiques. La destruction induite par les rayons cosmiques est comparée aux effets de l'exposition aux photons UV et aux atomes d'hydrogène afin d'interpréter l'évolution de la bande d'absorption à 3.4 microns observée dans le milieu interstellaire diffus, mais pas dans les nuages denses.

L'astronomie gamma des Très Hautes Energies utilise jusqu'à aujourd'hui exclusivement comme détecteurs le Photomultiplicateur à Tube (PMT) pour capter les faibles flux lumineux des gerbes atmosphériques. Mais une alternative commence à apparaitre : les photodiodes à avalanche polarisées en mode Geiger appelées APD Geiger. Le PMT est un détecteur conçu dans les années 70 qui présente certes de nombreux avantages mais qui souffre également d'inconvénients comme la taille, le coût, le poids ou encore la sensibilité aux champs magnétiques et surtout la difficulté à réaliser une pixellisation en matrice. Les APD-Geiger, sont des dispositifs à semi-conducteur composés d'une jonction PN intégrée dans une technologie spéciale pour la détection de très faible flux lumineux grâce à leur polarisation au delà de la tension d'avalanche. Les APD-Geiger présentent un gain de photoélectrons très élevé (~106), bien que dépendant fortement de la tension de polarisation au delà de l'avalanche. Ces photodiodes présentent de nombreux avantages par rapport aux photomultiplicateurs, notamment du point de vue de leur miniaturisation pour des applications basées sur l'imagerie, comme la détection de flashs Tcherenkov en astronomie gamma. Dans cette thèse, nous présentons l'étude, la conception et la réalisation de cette structure technologique basée sur du Silicium. Cette structure a montré sa fiabilité pour la détection de faibles flux lumineux avec une tension de claquage de 12V et un courant de fuite ne dépassant pas 10pA au claquage. Nous avons également mis au point, différents modèles physiques et électriques indispensables aux démarches d'optimisation technologiques ainsi qu'au développement des circuits de commande et de lecture, i.e. la base de toute technologie d'imagerie. Le travail présenté ici consiste en l'étude, la conception et la réalisation d'une matrice de pixels à haute sensibilité. Un projet de télescope Cerenkov basé sur cette technologie innovante est finalement présenté

La cosmologie est une science très ancienne qui a pour but de décrire l'Univers à grande échelle. Le modèle standard de la cosmologie est un modèle de Big-Bang de type CDM inflationaire, il est basé sur la théorie de la Relativité Générale. Le rayonnement fossile constitue l'un des trois piliers de ce modèle, avec l'expansion de l'Univers et la nucléosynthèse primordiale. C'est le rayonnement le plus ancien observable dans l'Univers. L'étude de ses anisotropies de température et en polarisation permettent d'accéder a des informations directes sur le contenu et la géométrie de l'Univers primordial. Le satellite Planck, lancé le 14 mai 2009, représente la troisième génération de missions satellite d'étude du rayonnement fossile. La sensibilité exceptionnelle de ses instruments High Frequency Instrument et Low Frequency Instrument permettra de contraindre très fortement les modèles cosmologiques décrivant les premiers instants de l'Univers, en particulier la période d'inflation, et de mesurer avec une précision de l'ordre du pourcent les paramètres cosmologiques qui décrivent l'évolution de l'Univers. Pour atteindre ces objectifs scientifiques ambitieux chacun des effets systématiques instrumentaux doit être sévèrement contrôlé et corrigé au cours de l'analyse des données. L'effet des rayons cosmiques interagissant avec les bolomètres de HFI, qui est l'un des effets systématiques instrumentaux les plus importants, et l'un des seuls qui diffère significativement des prédictions, est corrigé lors de l'analyse des données ordonnées en temps. La compréhension détaillée de ce phénomène et sa modélisation sont nécessaires pour s'en affranchir et atteindre une sensibilité effective optimale. Elles permettront également de tenir compte de cet effet dans les instruments futurs dès la conception des détecteurs. Cette thèse propose une première partie consacrée à la cosmologie, une seconde partie décrivant le satellite Planck, l'instrument HFI et en particulier ses détecteurs et une troisième partie consacrée à l'analyse des données de l'instrument HFI. Je me concentre sur l'analyse des données en temps et le traitement des effets systématiques instrumentaux et je propose une analyse détaillée de l'effet du rayonnement cosmique sur le signal et une évaluation de son impact sur les résultats de Planck.

A côté des processus de réactions thermonucléaires à l'œuvre dans les étoiles, ainsi que dans l'Univers primordial, les études de réactions nucléaires non thermiques induites par des particules accélérées dans divers sites astrophysiques occupent une place grandissante dans les préoccupations de l'astrophysique nucléaire. Des populations d'ions et d'électrons accélérés sont vraisemblablement produites dans de nombreux objets astrophysiques : à la surface du soleil et de toutes les étoiles de type solaire, à la limite de l'héliosphère, dans les vents soufflés par les étoiles massives, dans les ondes de choc générées par les explosions stellaires, au voisinage d'étoiles à neutrons et de trous noirs accrétant de la matière, dans les amas de galaxies etc. Les divers phénomènes non thermiques induits par ces particules peuvent nous fournir des informations de grande valeur pour comprendre la physique de ces objets. Ils nous renseignent également sur certaines propriétés du milieu interstellaire de notre galaxie, ou encore sur les conditions dans lesquelles le système solaire s'est formé. Ce mémoire discute en particulier de l'accélération de particules dans les ondes de choc des explosions stellaires, des phénomènes nucléaires associés aux éruptions des étoiles, dont le soleil, de certains effets des rayons cosmiques non relativistes sur le milieu interstellaire, ainsi que de l'origine des radioactivités de courte période dans le système solaire primitif.

Les photomultiplicateurs sont au coeur de la plupart des expériences d'astroparticules. Dans ce<br />cadre, nous avons étudié et caractérisé des photomultiplicateurs (PM) hémisphériques fabriqués par la<br />Société Photonis. La première partie de cette thèse est consacrée à la caractérisation complète de deux<br />types de multiplicateurs couramment utilisés dans les PM de grande dimension. Nous montrons<br />ensuite les résultats obtenus avec un PM équipé d'une nouvelle photocathode développée pour<br />améliorer le rendement quantique. Pour finir cette partie, nous présentons les résultats sur l'évolution<br />des principaux paramètres des PM en fonction de la dimension (5, 8 et 10 pouces).<br />La deuxième partie est consacrée à l'étude de la réponse des détecteurs Čerenkov à eau du réseau<br />surface aux particules des gerbes et à l'analyse des gerbes horizontales avec l'Observatoire Pierre<br />Auger. De nombreuses mesures faites sur plusieurs détecteurs tests ont permis de mettre au point une<br />simulation du détecteur réaliste qui sera utilisée ensuite dans la procédure de reconstruction de<br />l'énergie des gerbes et de déterminer les paramètres clefs de l'étalonnage des détecteurs de surface. Le<br />type de détecteur choisi pour instrumenter le réseau de surface permet d'avoir une bonne sensibilité<br />aux événements horizontaux (angle zénithal supérieur à 70°). Nous avons mis au point des méthodes<br />spécifiques d'analyse pour ces événements. Cette procédure a été appliquée aux données d'Auger afin<br />d'obtenir le spectre en énergie des gerbes horizontales. Nous finissons cette partie en détaillant deux<br />méthodes pour tester directement les prédictions des modèles hadroniques en étudiant la composante<br />muonique des gerbes.

Au cours des dernières décennies, l'observation du ciel dans les longueurs d'onde millimétriques a permis de faire grandement progresser notre compréhension de l'univers, notamment à travers l'étude du fond diffus cosmologique. Pour répondre aux besoins actuels des astronomes, nous proposons dans ce rapport un instrument intégré permettant de réaliser des mesures spectrales large-bande dans le domaine millimétrique. Celui-ci se base sur le concept de SWIFTS (Stationary-Wave Fourier-Transform Spectrometer :spectromètre de Fourier à ondes stationnaire), un instrument opérationnel aux longueurs d'onde visibles et infrarouges. Notre dispositif " SWIFTS millimétrique " utilise des détecteurs à inductance cinétique (KID pour Kinetic Inductance Detectors) comme détecteurs de lumière. Différents aspects de la conception du SWIFTS millimétrique sont abordés dans ce rapport. Le dimensionnement des éléments clés du dispositif est réalisé à l'aide de simulations électromagnétiques. Nous proposons aussi un procédé de fabrication en technologie silicium permettant le dépôt d'antennes sur membrane de nitrure de silicium SiN. Les premières caractérisations permettent de confirmer un fonctionnement adapté des détecteurs en configuration SWIFTS et démontre l'existence d'un couplage entre l'antenne et un des détecteurs aux longueurs d'onde millimétriques ce qui ouvre la voie à un futur démonstrateur. Parallèlement, la technologie développée pour le SWIFTS millimétrique a rendu possible la fabrication de KID sur membrane. L'intérêt est ici d'évaluer la membrane comme un moyen de réduire l'interaction entre les rayons cosmiques et le détecteur dans la perspective d'une utilisation des KID dans l'espace. Des mesures comparatives effectuées sur KID déposés sur membrane et sur substrat démontrent des taux d'événements identiques dans les deux cas. La membrane est donc inefficace pour l'application envisagée. Le temps de relaxation présente en revanche une dépendance avec la présence du substrat.