List of Figures

1. Invention en ut majeur, Johann Sebastian Bach, BWV 772, 1722
2. Schéma de base des AGN (Urry & Padovani, Copyright 1995: Astronomical Society of the Pacific, reproduit avec autorisation).
3. Définition de l'angle d'observation.
4. Mouvement superluminal [9].
5. a): Pourcentage d'AGN détectés dans une bande de fréquence donnée en fonction de la fréquence pour tous les objets (trait plein), pour les émetteurs radio intenses (tirets) et pour les émetteurs radio faibles (pointillés). b): Sensibilité des instruments à très grand champ en fonction de la fréquence. Source: P. Padovani [16].
6. Image schématique d'une cascade atmosphérique.
7. Comparaison des principales expériences et projets d'astronomie gamma.
8. Site de Thémis. Les grands miroirs plans sont en cours de réutilisation par l'expérience CELESTE. On distingue les larges paraboles d'ASGAT et les petits télescopes Themistocle. L'imageur CAT a été construit au centre du champ, entre les abris Themistocle et ASGAT.
9. Positions relatives des différentes expériences sur le site de Thémis.
10. Une des voies d'acquisition de l'expérience Thémistocle.
11. Distribution de (E-Ê)/E montrant une résolution statistique de 10%.
12. Télescope au coucher du Soleil...
13. Principe du miroir de l'imageur CAT.
14. Support des miroirs du télescope. Figure LPNHE-X.
15. Réflectivité des miroirs.
16. Pixels (constitués de photomultiplicateurs) dans le plan focal du télescope.
17. Efficacité quantique de la photocathode [43].
18. Piedestal et spectre du photoélectron avec un gain de $5\times 10^6$.
19. Distribution des rapports $\sigma /Q$ pour 225 photomultiplicateurs testés.
20. Impulsion mesurée d'un photomultiplicateur R3678.
21. Taux de comptage du photomultiplicateur éclairé en lumière aléatoire en fonction du seuil de discrimination.
22. Distribution des tensions à gain donné.
23. Aire des impulsions (charge) en fonction de l'amplitude.
24. Piedestal et spectre du photoélectron avec un gain de $3\times 10^6$ pour les photomultiplicateurs de garde. Le pic à deux photoélectrons est également visible.
25. Concentration de la lumière par un cône de Winston (partie supérieure) sur un photomultiplicateur (partie inférieure). Figure LPNHE-X.
26. Efficacité des cônes en fonction de l'angle d'incidence de la lumière.
27. Montage utilisé pour la caractérisation des cônes.
28. Réflectivité effective des trois cônes testés.
29. Effet des cônes sur la lumière Tcherenkov. La courbe en pointillés donne le spectre d'émission de la lumière Tcherenkov (divisé par 4 pour la lisibilité), la courbe en tirets est le résultat de la multiplication par l'efficacité quantique de la photocathode et la courbe en trait plein est identique à la précédente après ajout de l'effet des cônes. L'ensemble est représenté à différentes altitutes d'émission (de 0 à 16 km) et il apparaît que la fraction de lumière perdue par les cônes demeure constante.
30. Impulsion mesurée d'un photomultiplicateur R3878 après l'amplificateur OPA 623.
31. Zones de déclenchement, avec secteurs et sous-secteurs (ou secteurs élémentaires).
32. Impulsion mesurée d'un photomultiplicateur R3878 après l'amplificateur NEC 1678.
33. Principe de traitement d'une des 288 voies électroniques participant au déclenchement.
34. Architecture de l'électronique de l'imageur.
35. Synoptique de l'électronique de l'imageur.
36. Répartition temporelle des différents éléments.
37. Banc test développé au LPNHE-Paris pour étalonner la réponse de l'électronique de l'imageur.
38. Mesure à l'aide d'un générateur d'impulsions rapides de la réponse des voies analogiques.
39. Dispersion entre les différentes voies du système d'acquisition.
40. Nombre de photoélectrons mesurés dans une voie en fonction du nombre de photoélectrons "injectés" dans la voie voisine.
41. Nombre de canaux d'ADC mesurés en fonction de la largeur de la porte analogique rapide pour 4 voies électroniques différentes.
42. Distribution des facteurs de conversion (canaux ADC / photoélectron).
43. Historique de la valeur moyenne des facteurs de conversion. Le saut à la 11$^{eme}$ marche vient d'un réajustement des hautes tensions. Chaque pas correspond à une mesure LED.
44. Histogramme de charge d'une voie typique d'ADC.
45. Gauche: histogramme de charge des événements logiciels d'une voie ADC avec la fonction $f$ ajustée en trait plein. Droite: distribution du bruit mesuré en photoélectrons par nanoseconde dans l'ensemble de la caméra et simple gaussienne pour évaluer la moyenne.
46. Histogramme des largeurs de piedestaux, en canaux ADC, sur les 546 voies internes moyennées sur un an.
47. Gauche: évolution de la position du piedestal, en canaux ADC, de la voie 34 (typique) depuis le début du fonctionnement du télescope. Droite: même distribution pour la largeur du piedestal.
48. Dispersion de charge brute en photoélectrons.
49. Charge en fonction du rayon séparant le pixel du centre de la caméra.
50. Dispersion de charge, en photoélectrons, corrigée de l'effet de la LED.
51. De gauche à droite. Spectres pour a): photomultiplicateur de gain moyen (12.4 cx/$\gamma _e$) et de bonne efficacité optique (13%) b): photomultiplicateur de gain faible (8.5 cx/$\gamma _e$) et de bonne efficacité optique (9%) c): photomultiplicateur de gain élevé (13.1 cx/$\gamma _e$) et de faible efficacité optique.
52. a): Facteurs de correction avec diaphragme en fonction des facteurs de correction sans diaphragme b): Facteurs de correction des efficacités quantiques en fonction des facteurs de correction LED (sans diaphragme) c): Facteurs de correction aléatoires en fonction des facteurs de correction réels d): Facteurs de correction sur événements réels en fonction des facteurs de correction déterminés avec la LED. Pour chaque figure le trait plein indique la distribution idéale y=x.
53. facteurs de correction (acquisitions LED avec diaphragme) avec les anciennes tensions en fonction des facteurs avec les nouvelles tensions.
54. Distribution des facteurs de correction optiques pour l'ensemble des photomultiplicateurs.
55. Corrections mécaniques estimées à partir des acquisitions transits: distribution et modélisation des décalages $dx,\ dy$ en fonction de l'azimut.
56. Position des caméras CCD sur le télescope. Les pièces numérotées représentent (1): le support du miroir, (2): les connexions, (3): le support global, (4): la caméra de photomultiplicateurs, (5): les baies électroniques.
57. Cascades induites par un photon gamma (gauche) et par un hadron (droite) [62].
58. Visualisation "simplifiée" de la formation de l'image elliptique dans le plan focal de la caméra.
59. Image d'un événement réel de type gamma visualisé dans CAT.
60. Définition géométrique des paramètres de Hillas dans le cadre d'une approximation elliptique de la forme de l'image. Le point C représente le barycentre de l'image pondérée par la quantité de lumière.
61. Gauche: distribution des longueurs ($\sigma _L$) d'images de photons et de hadrons. Droite: distribution des largeurs ($\sigma _l$) d'images de photons et de hadrons.
62. Angle de pointé $\alpha$ calculé sur la base des paramètres de Hillas pour des gammas simulés au zénith à 100 GeV, 300 GeV, 1 TeV et 15 TeV.
63. Quantité de lumière en photoélectrons par centième de degré en fonction de la distance longitudinale à la source, pour différents paramètres d'impact. Les traits pleins réguliers et les pointillés correspondent au modèle (avant et après discrétisation) et les traits pleins plus "chaotiques" aux simulations.
64. Valeur du $\chi ^2$ en échelle logarithmique pour deux paramètres libres dans la minimisation: le paramètre d'impact et le logarithme de l'énergie (à une constante multiplicative près).
65. Distribution de probabilité de $\chi ^2$ pour des gammas simulés à 600 GeV dont le paramètre d'impact est inférieur à 60 mètres (zone sensible à la différence entre $\chi ^2$ et $\chi '^2$). Partie supérieure: avec le $\chi ^2$ initial. Partie inférieure: avec $\chi '^2$ tenant compte des variations de fluctuation avec $d_{imp}$.
66. Distribution de probabilité de $\chi '^2$ pour des gammas simulés et des hadrons réels. Une coupure à 0.2, utilisée dans l'analyse, conserve 66% des gammas et 20% des hadrons, une coupure à 0.5 conserve 18% des gammas et 3% des hadrons.
67. Partie supérieure: différence entre les paramètres d'impact estimés (avant minimisation de $\chi ^2$) et réels, en mètres, pour des gammas simulés à un angle zénithal de $30^0$. Partie inférieure: différence entre $Y$ estimé (avant minimisation de $\chi ^2$) et $Y$ réel, pour $Y=0.084\times ln(E)$, sur le même lot de gammas.
68. Nombre total de photoélectrons contenus dans une image en fonction du paramètre d'impact pour différentes énergies de gammas au zénith.
69. Nombre total de photoélectrons contenus dans une image en fonction du paramètre d'impact pour différentes énergies de gammas à $30^0$ du zénith.
70. Partie supérieure: distributions, pour des gammas simulés en loi de puissance du Crabe, du nombre de "groupes de pixels" dans l'image et du nombre de voies dans le plus grand groupe. Partie inférieure: mêmes distributions pour des hadrons (données réelles "OFF-source").
71. Partie supérieure: biais entre l'énergie reconstruite et l'énergie réelle (logarithme du rapport) en fonction de l'énergie réelle. Partie inférieure: écart-type, en mètres, de la gaussienne ajustée sur le logarithme du rapport entre les énergies reconstruites et réelles en fonction de l'énergie réelle.
72. Partie supérieure: biais entre le paramètre d'impact reconstruit et le paramètre d'impact réel en fonction de l'énergie réelle. Partie inférieure: écart-type de la gaussienne ajustée sur la différence des paramètres d'impact reconstruits et réels en fonction de l'énergie réelle.
73. Surface effective de détection en fonction de l'énergie pour différents angles zénithaux. Les lignes représentent la fonction analytique ajustée et les points les valeurs exactes venant de la simulation.
74. Multiplication de la surface de détection par le flux différentiel de la Nébuleuse du Crabe en fonction de l'énergie pour différents angles zénithaux.
75. Part des gammas simulés conservés par les coupures standard en fonction de l'énergie.
76. Distribution des intervalles de temps en $\mu s$ séparant deux événements enregistrés.
77. Spectres d'ADC en canaux: la partie haute représente les données réelles et la partie basse les simulations. La figure de gauche est relative aux photomultiplicateurs intérieurs et celle de droite aux photomultiplicateurs de garde.
78. Comparaison entre les longueurs des images sur des gammas réels (en traits pleins) obtenus lors d'un sursaut de Mrk501 par soustraction "ON-OFF" et des gammas simulés (pointillés).
79. Comparaison entre les largeurs des images sur des gammas réels (en traits pleins) obtenus lors d'un sursaut de Mrk501 par soustraction "ON-OFF" et des gammas simulés (pointillés).
80. Comparaison entre les distributions de probabilité de $\chi ^2$ obtenues sur des gammas réels (en traits pleins) lors d'un sursaut de Mrk501 par soustraction "ON-OFF" et des gammas simulés (pointillés).
81. Distribution des acquisitions dans le plan des variables dislis / pente (pour un lot sélectionné) avec deux méthodes de calcul. Le rectangle inférieur gauche correspond à une météorologie parfaite.
82. Distribution des paramètres de sélection de données pour l'essentiel des acquisitions.
83. Fréquence (Hz) d'événements enregistrés en fonction de l'angle zénithal d'observation (degrés).
84. "lego-plot" des directions reconstruites d'arrivée des gammas du Crabe en mode "ON"-"OFF" à partir des observations de janvier et février 1997.
85. Spectre différentiel de la nébuleuse du Crabe.
86. Distribution des fréquences d'événements enregistrés avec 10 héliostats en coïncidence.
87. Partie supérieure: différence des énergies reconstruites par Themistocle et CAT (en TeV) sur des événements communs de "type hadron". Partie inférieure: différence des énergies reconstruites par Themistocle et CAT sur des événements communs de "type gamma".
88. Mêmes distributions qu'à la figure précédente pour le logarithme du rapport des énergies.
89. Image optique de Mrk501 (spectre visible) avec un champ de vue de 10'$\times$10', obtenue par le groupe de Heidelberg-Königstuhl ( $\alpha =16:53:52.1,\delta =+39:45:36.2$) [83].
90. Histogramme de l'angle de pointé $\alpha$ (défini au premier chapitre de la partie précédente) durant la nuit du 15 avril 1997. Si l'on se restreint aux 9 premiers degrés, le rapport signal/bruit exceptionnel permet de disposer d'un faisceau de gammas faiblement contaminés en hadrons. L'encart supérieur donne la distribution de $\alpha$ en mode "ON"-"OFF".
91. Carte des directions reconstruites des gammas en provenance de Mrk501 en représentation "ON"-"OFF" dans les coordonnées de la caméra (mrad).
92. Courbe de lumière de Mrk501 incluant toutes les données de CAT à moins de $40^0$ du zénith.
93. Courbes de lumière comparées de CAT, Whipple et HEGRA obtenues sur Mrk501 au mois d'avril.
94. Flux différentiels de Mrk501 mesurés pendant le sursaut le plus important, avec toutes les données (angle zénithal $<10^0$) et hors des sursauts.
95. Valeurs du facteur de Lorentz $\gamma _b$ (en fonction du rayon du nodule) possibles compte-tenu de la double contrainte sur le temps de variabilité et sur l'énergie maximum détectée.
96. Paramètres géométriques du modèle.
97. Distance du nuage à l'AGN (en unités de $10^{16}$ cm) en fonction de la masse du trou noir (en unités de $10^8$ masses solaires) selon les résultats de CAT, pour des rayons de nuage $r_ {12}$ (en unités de $10^{12}$ cm) de 1 et 100.
98. Limite inférieure du champ magnétique H (en gauss) en fonction du facteur Doppler $\delta$ suivant les résultats CAT-XTE: $H>7.6\times 10^{-2}\delta ^{-1/3}$.
99. Spectres prévus par le modèle E-PIC (cercles pour $r_{sh}/R=1.7$ et croix pour $r_{sh}/R=17$) superposés aux mesures de CAT (trait plein, normalisation arbitraire).
100. Angle du cône d'émission gamma en milliradians en fonction de la distance entre l'étoile et le trou noir en parsecs selon les mesures de CAT.
101. Modèle EC: géométrie de la source. Le nodule d'émission, symbolisé par un cylindre de rayon $R_b$, se déplace le long du jet avec un facteur de Lorentz $\Gamma _b$. Le jet sous-jacent se déplace avec un facteur de Lorentz $\Gamma$, éventuellement différent de $\Gamma _b$.
102. Distribution spectrale théorique de l'énergie: émission synchrotron présentant un palier jusqu'à $E = E_S$ (avec présence d'une cassure à $E=E_{Sa}$), émission Compton-inverse par le faisceau froid avec un maximum à $E=E_C$ et émission Compton-inverse par le faisceau chaud présentant un palier jusqu'à $E=E_{EC}$ (avec présence d'une cassure à $E=E_b$). L'énergie des photons-cible externes est centrée sur $E_E$.
103. Courbe de lumière obtenue à partir des données de XTE (2-10 keV) et de CAT (0.3-15 TeV). Les lignes pointillées séparent les zones correspondant à l'état bas et à l'état haut; on appelle sursauts les moments d'intense activité gamma.
104. Histogrammes des mesures, moyennées par jour, de XTE en état bas (en haut) et en état haut (milieu) et des mesures de CAT en état haut (en bas). Les maxima estimés après ajustement d'une gaussienne sur les données sont de 0.46$\pm 0.03$ pour l'état bas et de 1.25$\pm 0.05$ pour l'état haut en X, de 2.3 $\pm 0.2$ pour l'état haut en gamma.
105. Coefficient de corrélation entre les données de XTE et les données de CAT en fonction du décalage en jours des mesures en X par rapport aux mesures en gamma.
106. Distribution spectrale de l'énergie en fonction de $E$. Partie synchrotron: le premier point, les $4^{eme}$, $5^{eme}$ et $6^{eme}$ sont extraits de Sambruna et al, le second vient de [195], le $3^{eme}$ est issu de mesures faites à l'IRAM entre 1985 et 1992 (H. Ungerechts, communication privée). La partie inverse Compton utilise les résultats de CAT. Les lignes pointillées correspondent à l'ajustement d'une parabole. La partie synchrotron en état haut est symboliquement représentée par les segments en pointillés [194].
107. Distribution spectrale de l'énergie en fonction de $E$. Figure extraite de [122], contenant notamment l'ensemble des mesures obtenues par le satellite BeppoSax. Afin de comparer l'échelle verticale de cette figure avec celle de la figure 12.12, 1 erg cm$^{-2}$ s$^{-1}$ = 10$^3$ J m$^{-2}$ s$^{-1}$.
108. Valeurs du facteur de Lorentz $\gamma _b$ (en haut) et de l'intensité du champ magnétique $B$ (en bas) en fonction de la fréquence des photons cible. Les flèches indiquent les mesures extrêmes considérées pour la fréquence des photons synchrotron (état bas et état haut) ou externe (Lyman$\alpha$ ou plasma chaud).
109. Valeur du rayon de la zone émettrice $R_b$ en fonction de la fraction de la zone participant à l'émission gamma, $\eta$, et du facteur de Lorentz du jet $\Gamma$. On suppose que le facteur de Lorentz du nodule est double de celui du jet et un temps caractéristique de variabilité de une heure.
110. CIB selon Macminn & Primack (1995) à z=0, pour des hypothèses de matière noire froide (CDM, $\Omega _{CDM}$=0.9, $\Omega _{B}$=0.1) et chaude+froide (CHDM, $\Omega _{CDM}$=0.6, $\Omega _{\nu }$=0.3, $\Omega _B$=0.1). Le modèle 1 correspond au spectre stellaire standard et le modèle 2 à une supposition plus rouge.
111. Niveaux de $\chi ^2$ en fonction de l'indice spectral différentiel de la source et du facteur d'échelle $x=log(F_{IR}/F_{IR~0})$ appliqué au CIB. Les lignes sont tracées dans la zone autorisée, entre 95% et 98% de niveau de confiance.
112. Limites supérieures obtenues avec les données de CAT pour un indice spectral de la source $\alpha _{th}=2.4$ (pointillés), pour $\alpha _{th}=2$ (tirets) et sans aucune hypothèse sur $\alpha _{th}$ (trait plein). Les cercles sont les limites directes de COBE-DIRBE [204] et les carrés sont issus d'une nouvelle analyse menée à partir des mesures de ce même instrument [199].
113. Section efficace d'interaction $\gamma _{gamma}+\gamma _{IR} \rightarrow e^{+}e^{-}$ (unités arbitraires) en fonction de $\epsilon$ (keV) pour $E$=1 TeV (courbe de droite) et mutliplication de cette section efficace par la densité de photons infrarouges (courbe de gauche).