Academic literature on the topic 'Galaxie : dynamique'

Cette étude se penche sur les firmes innovantes, notamment les start-ups et PME « Green-Cleantech / Vertes-Techpropre » , acteurs clés de nos économies industrielles, et leur financement complexe. Ces entreprises, essentielles pour la transition écologique, affrontent des défis liés à leur valeur économique incertaine et à leur opacité informationnelle, générant un risque de sélection adverse pour les investisseurs. Nous explorons le rôle des Business Angels (BA) dans ce contexte, particulièrement leur approche hybride de financement, combinant motivations altruistes et financières. L’analyse des comportements d’accompagnement des BA, entre soutien aux objectifs durables et attentes de retours financiers, est essentielle pour comprendre leur impact sur la trajectoire d’évolution des projets « Green-Cleantech » . L’étude aborde la dynamique de collaboration entre BA et entrepreneurs, soulignant l’importance de la complémentarité des théories de l’agence et de l’intendance pour une relation équilibrée. Notre recherche, basée sur une analyse de cas unique et longitudinale, révèle des pratiques de collaboration distinctes et les conditions favorisant l’évolution des relations BA-entrepreneur, enrichissant la littérature sur la gouvernance des startups et la finance entrepreneuriale verte.

Aussi fertile qu’ambitieuse, l’écriture d’Édouard Glissant a choisi pour objet la dynamique accélérée d’un monde en voie de créolisation généralisée : le Tout‑monde. Les formules (rhizome, tourbillon, galaxie…) et les concepts qui tentent de cerner cet objet sont donc soumis à une régénération continue qui suit des procédures caractéristiques : dynamisation progressive des formules, engendrement de nouvelles alternatives par la division binaire des concepts antérieurs… Autre originalité de la pensée glissantienne, la poétique est une attitude active et engagée qui déborde largement la sphère de l’esthétique. S’appuyant sur la dernière en date des Poétiques de Glissant, La cohée du lamentin (2005), notre contribution cherche à montrer comment l’écrivain fait évoluer l’ensemble de ses concepts dans le cadre stimulant d’une nouvelle alternative, la mondialité contre la mondialisation, qui cherche à conjurer les dangers du Tout‑empire par la réalisation effective et consciente du Tout‑monde. Telle pourrait être la tâche spirituelle et politique des humanités contemporaines.

Abstract Dissecting the underlying structure of galaxies is of main importance in the framework of galaxy formation and evolution theories. While a classical bulge+disc decomposition of disc galaxies is usually taken as granted, this is only rarely solidly founded upon the full exploitation of the richness of data arising from spectroscopic studies with integral field units. In this work we describe a fully Bayesian estimation method of the global structure of disc galaxies which makes use of the wealth of photometric, kinematic, and mass-to-light ratio data, and that can be seen as a first step towards a machine-learning approach, certainly needed when dealing with larger samples of galaxies. Ours is a novel, hybrid line of action in tackling the problem of galactic parameter estimation, neither purely photometric nor orbit-based. Being rooted on a nested sampler, our code, which is available publicly as an online repository , allows for a statistical assessment of the need for multiple components in the dissecting process. As a first case-study the GPU-optimized code is applied to the S0 galaxy NGC-7683, finding that in this galaxy a pseudo-bulge, possibly the remnant of a bar-like structure, does exist in the center of the system. These results are then tested against the publicly available, orbit-based code DYNAMITE, finding substantial agreement.

Comprendre la formation et l'évolution des galaxies, et en particulier de leurs centres galactiques, est l'une des questions les plus intrigantes de l'astrophysique moderne. De nombreuses galaxies spirales comme la Voie lactée présentent en leur centre un disque nucléaire (NSD). Celui de la Voie lactée est, avec l'amas central et le trou noir super massif central, l'une des principales composantes internes et l'un des meilleurs laboratoires locaux disponibles pour étudier l'évolution des galaxies. En raison de la forte extinction, de l'importante densité d'étoiles et de la superposition de multiples structures le long de la ligne de visée, les études des régions internes de la Voie Lactée sont cependant très difficiles et très peu ont été réalisées jusqu'à présent. Grâce à des données récentes, cette thèse vise à dévoiler les processus physiques qui ont conduit à la formation du NSD et ses liens avec les autres composantes de la Voie Lactée. Ce manuscrit est divisé en trois parties correspondant aux différentes méthodologies utilisées. Pour la première partie, grâce à la spectroscopie en proche infrarouge à haute résolution, j'ai effectué une analyse chimique d'étoiles géantes froides situées dans le bulbe Galactique interne. J'ai mesuré les abondances détaillées des éléments alpha : silicium, magnésium et calcium, en utilisant des données théoriques récentes et précises telles qu'une liste de raies mise à jour, des paramètres d'élargissement et les corrections de l'équilibre thermodynamique non local. Sur la base des abondances dérivées, un modèle d'évolution chimique adapté au bulbe Galactique interne a été construit. J'ai également utilisé l'analyse spectrale pour mesurer automatiquement le rapport isotopique du carbone dans les étoiles géantes du voisinage solaire afin d'établir une relation avec la masse stellaire astérosismique. Cela permettrait d'estimer les âges stellaires dans des régions éloignées telles que le NSD. Dans la deuxième partie de cette thèse, j'ai étudié la dynamique des étoiles observées dans le NSD de la Voie Lactée en faisant une analyse orbitale. J'ai calculé les orbites dans un potentiel gravitationnel non-axisymétrique tenant compte des effets de la barre Galactique et j'ai dérivé leurs fréquences fondamentales. Cela m'a permis d'identifier les résonances orbitales et les différentes familles d'orbites qui peuvent être présentes dans le NSD. En plus des observations, les simulations sont d'un grand intérêt pour comprendre les processus physiques qui ont formé les régions internes de la Galaxie. Dans cette dernière partie, j'ai utilisé une simulation hydrodynamique à N-corps d'une galaxie isolée semblable à la Voie Lactée afin d'étudier la formation de son NSD. Cette simulation a permis de faire une première comparaison entre les observations et les simulations en termes de chimie et de dynamique
Understanding the formation and evolution of galaxies and in particular their galactic centres is one of the most intriguing questions in modern astrophysics. Many spiral galaxies like the Milky Way feature a nuclear stellar disc (NSD) in their centre. The Milky Way's NSD is, together with the nuclear star cluster and the central super massive black hole, one of the main inner components and best local laboratories available for studying galaxy evolution. Because of high extinction, crowding, and the superposition of multiple structures along the line of sight, studies of the inner regions of the Milky Way are however very challenging and very little has been done so far. Thanks to recent data, this thesis aims at unveiling the physical processes which led to the formation of the NSD and its links with the other components of the Milky Way. This manuscript is divided into three parts corresponding to the different methodologies used.For the first part, thanks to high-resolution near-infrared spectroscopy, I carried out a chemical analysis of cool giant stars located in the inner Galactic bulge. I measured detailed abundances of the alpha-elements: silicon, magnesium and calcium, using recent and precise theoretical data such as an updated line list, broadening parameters and non-local thermodynamic equilibrium corrections. Based on the derived abundances, a tailored chemical evolution model for the inner Galactic bulge was constructed. I also used spectral analysis to measure the carbon isotopic ratio automatically in solar neighbourhood giant stars in order to establish a relation with asteroseismic stellar mass. This would allow to estimate stellar ages in distant regions such as the NSD.In the second part of this thesis, I studied the dynamics of stars observed in the Milky Way's NSD by doing an orbital analysis. I computed orbits in a non-axisymmetric gravitational potential accounting for the effects of the Galactic bar and derived their fundamental frequencies. This allowed me to identify the orbital resonances and then the different orbit families that may be present in the NSD.In addition to observations, simulations are of great interest to fully understand the physical processes that formed the inner regions of the Galaxy. In this final part, I used a N-body hydrodynamic simulation of an isolated Milky Way like galaxy in order to study the formation of its NSD. This simulation allowed to do a first comparison between observations and simulations in terms of chemistry and dynamics

L'objet de cette these est d'etudier, analytiquement et numeriquement les principales caracteristiques de la friction dynamique lors de l'accretion d'un petit satellite par une galaxie elliptique massive, sur une orbite radiale ou excentrique. Dans le premier chapitre, nous esquissons un panorama de nos connaissances actuelles sur les galaxies elliptiques et presentons les outils analytiques dont nous disposons pour etudier la dynamique des systemes autogravitants. Le deuxieme chapitre est consacre au calcul analytique de la reponse autogravitante d'une galaxie spherique lors d'une collision frontale avec un satellite rigide. Nous montrons que la reponse de la galaxie est de nature globale et transitoire, ce qui distingue nettement le cas radial du cas circulaire. Nous proposons dans le troisieme chapitre une approche numerique, a l'aide d'un code n-corps fft, de la friction dynamique et du phenomene d'accretion. L'etude exhaustive des differents parametres de la collision nous permet de comparer deux approches phenomenologiques de la friction dynamique: l'approximation impulsive et la formule de chandrasekhar. Des simulations numeriques de l'accretion d'un satellite deformable sur une orbite radiale montrent que la prise en compte des processus dissipatifs (friction dynamique et marees) permet la formation d'un systeme de coquilles riche et etendu, analogue a celui de la galaxie ngc 3923

Les modèles galactiques auto-cohérents sont nécessaires pour analyser et interpréter les comptages d’étoiles, les distributions de densité stellaire et la cinématique stellaire, dans le but de comprendre la formation et l’évolution de notre Galaxie. Cette thèse a pour but de modifier et améliorer l’auto-cohérence dynamique du modèle galactique de Besançon (BGM) dans le cas d’un potentiel gravitationnel stationnaire et axisymétrique. Chaque orbite stellaire est modélisée en déterminant une troisième intégrale du mouvement de Stäckel. Une fonction de distribution de Shu généralisée avec trois intégrales du mouvement est utilisée pour modéliser la fonction de distribution stellaire. Cette nouvelle version du BGM est comparée avec la précédente version axisymétrique BGM2014 et nous trouvons que les deux versions ont des densités similaires pour chaque composante. L’auto-cohérence dynamique est améliorée et peut être testée en retrouvant les forces et le potentiel via les équations de Jeans appliquées à chaque fonction de distribution stellaire. Les forces sont retrouvées avec une précision meilleure que 1 % sur la plupart du volume galactique
Dynamically self-consistent galactic models are necessary for analysing and interpreting star counts, stellar density distributions, and stellar kinematics in order to understand the formation and the evolution of our Galaxy. This thesis aims to modify and improve the dynamical self-consistency of the Besançon Galaxy model in the case of a stationary and axisymmetric gravitational potential. Each stellar orbit is modelled by determining a Stäckel approximate integral of motion. Generalised Shu distribution functions (DFs) with three integrals of motion are used to model the stellar distribution functions. This new version of the Besançon model is compared with the previous axisymmetric BGM2014 version and we find that the two versions have similar densities for each stellar component. The dynamically self-consistency is improved and can be tested by recovering the forces and the potential through the Jeans equations applied to each stellar distribution function. Forces are recovered with an accuracy better than 1 % over most of the volume of the Galaxy

Ce projet de thèse consiste en l'étude de la dynamique de la galaxie spirale NGC 4414 via une grande mosaïque d'observations de la raie de CO(1-0) avec l'interféromètre du Plateau de Bure, ainsi que des observations multi longueurs d'onde profondes du Télescope Spatial Hubble. Les objectifs de cette thèse sont de déterminer si les bras spiraux de NGC 4414 sont persistants mais aussi d'obtenir une mesure du rapport masse sur luminosité stellaire, le but final étant d'estimer la masse et l'étendue de la matière noire dans NGC 4414. Le modèle de masse est fortement contraint par notre courbe de rotation CO(1-0) à haute résolution et par les observations HST dans les bandes B, V et I. En supposant que le profil de masse stellaire suit le profil de lumière en bande I dans la région centrale pauvre en poussière et en gaz, et au delà de l'anneau moléculaire, et en reproduisant fidèlement la courbe de rotation CO dans la région centrale, la distribution de masse a pu être déterminée précisément et le rapport M/L stellaire mesuré en fonction du rayon galactocentrique. A posteriori, nous avons trouvé que le modèle de masse était équivalent à la distribution de lumière en bande K' avec un rapport M/L constant proche de 0.5 M⊙/L⊙, parce que l'extinction est faible à 2.1 µm. Je montre que l'utilisation d'un rapport M/L constant aux longueurs d'onde optiques, comme c'est le cas pour les modèles de disque maximum, est fortement déconseillé.
Les observations interférométriques CO ne nous donne pas seulement une courbe de rotation à haute résolution, elles peuvent permettre de mesurer des mouvements non circulaires, de "streaming", qui peuvent être dus à des bras spiraux, si ceux-ci sont persistants. Aucun signe de mouvement de "streaming" n'a été trouvé, puisque les mouvements non circulaires sont 5 à 10 fois plus faibles que dans la galaxie "grand design" M 51. L'émission de la raie de H2S(1-0) n'a pas été détectée, indiquant une absence de chocs violents. Nous avons mis en évidence une différence structurale majeure entre NGC 4414 et M 51 (et d'autres galaxies du même type) en dépit d'une luminosité, d'une masse de gaz et d'un taux de formation d'étoiles semblables. Le contraste bras-interbras est plus faible dans NGC 4414, comme attendu, mais celui-ci augmente fortement en fonction du rayon dans M 51, alors qu'il reste constant dans NGC 4414. J'aboutis à la conclusion qu'il n'y a pas de structure spirale persistante dans NGC 4414.

Les objectifs de cette thèse sont de déterminer si les bras spiraux de NGC 4414 sont persistants mais aussi d'obtenir une mesure du rapport masse sur luminosité stellaire, le but final étant d'estimer la masse et l'étendue de la matière noire dans NGC 4414. En supposant que le profil de masse stellaire suit le profil de lumière en bande I dans la région centrale pauvre en poussière et en gaz, et au delà de l'anneau moléculaire, et en reproduisant fidèlement la courbe de rotation CO dans la région centrale, la distribution de masse a pu être déterminée précisément et le rapport M/L stellaire mesuré en fonction du rayon galactocentrique. A posteriori, nous avons trouvé que le modèle de masse était équivalent à la distribution de lumière en bande K'avec un rapport M/L constant proche de 0,5M*/L*. Je montre que l'utilisation d'un rapport M/L constant aux longueurs d'ondes optiques est fortement déconseillé. Les observations interférométriques CO ne nous donnent pas seulement une courbe de rotation à haute résolution, elles peuvent permettre de mesurer des mouvements non circulaires, de " streaming " , qui peuvent être dus à des bras spiraux, si ceux-ci sont persistants. Aucun signe de mouvement de " streaming " n'a été trouvé. Nous avons mis en évidence une différence structurale majeure entre NGC 4414 et M 51 en dépit d'une luminosité, d'une masse de gaz et d'un taux de formation d'étoiles semblables. Le contraste bras-interbras est plus faible dans NGC 4414 que dans M 51, comme attendu, mais celui-ci augmente fortement en fonction du rayon dans M 51, alors qu'il reste constant dans NGC 4414. J'aboutis à la conclusion qu'il n'y a pas de structure spirale persistante dans NGC 4414.

L'etude de l'evolution de la galaxie necessite des traceurs ages, ayant garde la memoire (chimique, cinematique) de ses etats passes. Les metallicites d'un echantillon d'etoiles selectionnees par leurs mouvements propres ont ete determinees par la spectroscopie a basse resolution. Trois etoiles basses metallicite ont ete decouvertes, ainsi qu'une etoile sur-metallique. La repartition des metallicite semble etre bimodale (disque - disque epais). Les variations verticales d'abondances la galaxie ont ete etudiees d'apres les nebuleuses planetaires. Un gradient semble exister en o, ainsi qu'en n/o. Le gradient en o est compatible avec une modelisation empirique basee sur des donnees stellaires du voisinage solaire. Les variations verticales des masses de noyaux de nebuleuses planetaires ont egalement ete etudiees. Une legere stratification pourrait egalement exister

Dans un disque axisymétrique en équilibre, les vitesses galactocentriques radiales et verticales sont théoriquement nulles. Pourtant, de grands relevés spectroscopiques ont révélé que les étoiles du disque de la Voie Lactée sont animées de vitesses non nulles dans les directions radiale et verticale. Les structures en vitesse radiale sont généralement associées aux composantes non-axisymétriques du potentiel. Celles en vitesse verticale non nulle sont souvent associées à des excitations externes. Nous avons montré que la réponse stellaire à une perturbation spirale produit un déplacement radial et des mouvements verticaux non nuls. La structure du champ moyen de vitesse obtenue est cohérente avec les observations. De plus un modèle simple reposant sur une linéarisation des équations d'Euler reproduit naturellement ce résultat. Nous concluons que ces structures observées pourraient aussi être engendrées par des perturbations internes non-axisymétriques
In an equilibrium axisymmetric galactic disc, the mean galactocentric radial and vertical velocities are expected to be zero everywhere. Recent spectroscopic surveys have however shown that stars of the Milky Way disc exhibit non-zero mean velocities outside of the Galactic plane in both the radial and vertical velocity components. While radial velocity structures have already often been assumed to be linked with non-axisymmetric components of the potential, non-zero vertical velocity structures are usually rather attributed to excitations by external sources. We show that the stellar response to a spiral perturbation induces both a radial velocity flow and non-zero vertical motions. The resulting structure of the mean velocity field is qualitatively similar to the observations. Such a pattern also emerges from an analytic toy model based on linearized Euler equations. In conclusion, non-axisymmetric internal perturbations can also be the source of the observed mean velocity patterns

Quelques années à peine après la découverte de l’existence des galaxies, nous avons compris en étudiant leur dynamique que l’Univers avait une histoire, celle qui a succédé au Big Bang et à l’expansion de l’Univers. Malgré cela, il a fallu de nombreuses années pour réaliser que les galaxies évoluaient en permanence, tant au niveau de leur forme que de leurs couleurs ou de leur activité de formation d’étoiles ou de la croissance de leur trou noir galactique. Il faudra attendre le milieu des années 1990 pour que l’on réalise que la formation des galaxies était un processus véritablement continu, après l’échec cuisant de la quête des galaxies primordiales entreprise dans les années 1980-1990. L’histoire de l’évolution cosmique des galaxies suit de près les progrès réalisés dans les techniques d’observation de l’univers, avec l’arrivée des télescopes de la classe des 8-10 mètres, le télescope spatial Hubble et l’approche multi-longueurs d’ondes révélant à chaque fréquence du spectre électromagnétique une facette différente des galaxies.