Tesis: "Astrophysique : galaxies"

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Lauger, Sébastien. "Spectro-morphologie des galaxies : étude quantitative et multi-longueur d'onde de la morphologie des galaxies". Aix-Marseille 1, 2004. http://www.theses.fr/2004AIX11051.

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Resumen

La morphologie des galaxies est la conséquence d'un ensemble de processus physiques qui interagissent et façonnent les galaxies depuis leur formation. Un des buts d'une classification morphologique est de rendre compte de ces processus physiques, c'est-à-dire être physiquement interprétable, cohérente et complète. La classification morphologique de Hubble n'est plus un outil adapté aux besoins de l'astrophysique moderne. D'une part la morphologie des galaxies change avec la longueur d'onde. D'autre part, une proportion croissante avec le redshift de galaxies n'entre pas dans la séquence de Hubble. Cette thèse décrit un système de classification multi-longueur d'onde automatique et objectif, basé sur les paramètres quantitatifs de concentration et d'asymétrie des galaxies. La méthode a été appliquée avec succès à un échantillon de 456 galaxies à haut redshift, et constitue un outil prometteur pour contraindre les modèles de formation et d'évolution des galaxies.

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Gajda, Grzegorz. "Tidally induced bars in dwarf galaxies". Thesis, Aix-Marseille, 2018. http://www.theses.fr/2018AIXM0154/document.

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Dans le Groupe Local de galaxies, nous pouvons distinguer deux catégories de galaxies naines. Les galaxies dIrr présentent une certaine cohérence de rotation disque. A contrario, les galaxies dSph ont une forme sphérique. Dans le scénario du mécanisme d’agitation par effet de marée, les galaxies naines à disque sont progressivement transformées en sphéroïdales sous l’interaction répétée avec la galaxie hôte. Au cours de cette évolution, une barre se forme dans le disque stellaire de la galaxie naine. D'abord nous étudions la structure orbitale dans la simulation $N$-corps. Nous déterminons ensuite les fréquences et formes orbitales des étoiles. La plupart des orbites (plus de $80\%$) présentent une forme de boîte. Environ $8\%$ seulement des orbites appartiennent à la famille standard x$_1$. Ensuite nous étudions l’impact de deux paramètres: la taille de l’orbite de la naine et l’inclinaison de son disque. Les barres les plus marquées se forment sur des orbites intermédiaires alors qu’une augmentation de l’inclinaison tend à diminuer les barres. Plus de passages au péricentre affaiblissent les barres. Enfin, nous étudions l’impact du milieu interstellaire en variant la proportion de gaz. Une barre de taille similaire se forme systématiquement dans la composante stellaire des naines. Cependant, la composante gazeuse demeure grossièrement axisymétrique. Dans les modèles contenant peu de gaz, les barres sont plus marquées et perdurent jusqu’à la fin des simulations. Quant aux galaxies naines avec une proportion de gaz plus élevée, elles sont détruites après leur second ou troisième passage au péricentre
In the Local Group of galaxies we can distinguish two categories of dwarf galaxies. The dIrr galaxies exhibit certain degree of discy rotation, whereas the dSph galaxies have spheroidal shapes. In the tidal stirring scenario initially disky dwarf galaxies are transformed into spheroids due to repeated interactions with the host galaxy. An intermediate stage of this process involves the formation of a tidally induced bar in the stellar disc of the dwarf. First, we study the orbital structure in an $N$-body simulation. We determined orbital frequencies and shapes of stars. Majority of the orbits (more than $80\%$) have boxy shapes, while only about $8\%$ belong to the classical family x$_1$. Then, we study impact of two parameters: the size of the orbit of the dwarf and the inclination of its disc. The most pronounced bar was created on the intermediate-sized orbit while increasing the inclination leads to weaker bars. During further pericenter passages the bars were weakened and shortened. Finally, we study the impact of the interstellar medium varying gas fraction. In all cases bars of similar length formed in the stellar component of the dwarfs. However, the gaseous component remained approximately axisymmetric. In the models with a lower gas fraction the bars were more pronounced and survived until the end of the simulations, while in the dwarfs with a higher gas fraction the bars were destroyed after the second or third pericenter passages

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Rettura, Alessandro. "Evolution des propriétés structurelles et des populations stellaires de galaxies massives et lointaines". Paris 11, 2006. http://www.theses.fr/2006PA112108.

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L'objet de cette these est l'etude de la morphologie, de la cinematique et des populations stellaires des galaxies de type precoce distantes et massives. Dans le but de contraindre la formation d'etoile et des histoires d'assemblage de la population des galaxies de type precoce, il est necessaire d'explorer l'evolution de leur relation d'echelle, tel que le plan fondamental, les relations luminosite-taille et masse-taille. Cette these a eut pour but d'explorer l'evolution de la luminosite et la masse des etoiles comme une fonction de la taille de la galaxie, du type morphologique et de l' environnement galactique depuis z = 2. 5. Pour comprendre si une evolution acceleree des amas de galaxies de type precoce est notable au dela de z = 1 et jusqu'a z=1. 3, nous etudions, dans cette these, les masses des galaxies et la distribution des ages aussi bien comme parametres morphologique dans le champ que dans les amas. Les galaxies hotes des puissantes sources radio representent des balises uniques et robustes pour les galaxies les plus massives de l'univers. Les galaxies radio a grand redshift (HzRGs) forment une sequence en redshift qui trace l'enveloppe des galaxies radio-quiet et qui est bien modelisee par l'evolution d'une population stellaire formee a grand redshift a partir d'un reservoir de 1012 masses solaires. Ainsi, une seconde partie de ce travail de these a pour but l'etude, a chaque epoque cosmique, des galaxies les plus massives, grace a des observations ciblees sur un echantillon de 70 HzRGs a 1 < z < 5. 2. L'objectif est de fournir une couverture complete des SEDs des HzRGs afin de contraindre les ages et masses des galaxies
The scope of this thesis is to study the morphology, the cinematics and the stellar populations of massive distant early type galaxies. To constrain the star formation and assembly history of the early type galaxy population one needs to explore the evolution of scaling relations such as the fundamental plane, the luminosity-size and the mass-size relation. This thesis aims at exploring the evolution of the stellar mass and luminosity as a function of the size, the morphological type and of the environment since z = 2. 5. To understand whether an accelerated evolution is present between 1. 0 < z < 1. 3, we study the galaxy mass and ages distribution as well as the morphological parameters both in the field and in the cluster environment. The galaxy host of powerful radio sources represent unique beacons for the most massive systems in the universe. The high redshift radio galaxies (HzRGs) form a straight sequence in redshift which traces the radio-quiet ones and which is well modeled by the evolution of an old stellar population formed at very high redshift from a reservoir of 1012 solar masses. A second part of this thesis is devoted to the study, at any cosmic epoch, of the most massive galaxies by studying observations of 70 HzRGs a 1 < z < 5. 2. The main goal is to completely cover the SED of HzRGs in order to constrain galaxy ages and masses

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Chilingarian, Igor. "Formation et évolution des galaxies elliptiques naines". Lyon 1, 2006. http://www.theses.fr/2006LYO10194.

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Cette thèse présente des études d'observation de l'évolution des galaxies elliptiques naines. Les dE sont population dominante dans les amas des galaxies, mais leur origine et évolution est une question de discussion. Plusieurs scénarios d'enlèvement de gaz des dE existent : vents galactiques, pression dynamique dépouillant, harassment gravitationnel. Nous présentons la nouvelle méthode d'évaluation des paramètres de population stellaires et de la cinématique interne, basés sur des spectres observés par ajustage de précision par les populations synthétiques de PEGASE. HR. Nous nous appliquons cette technique aux observations 3D-spectroscopic des galaxies dE dans l'ama Virgo et les groupes proches et la spectroscopie multiobject de plusieurs douzaines de dEs dans l'ama Abell 496. Nous présentons la découverte de jeunes noyaux dans les dE galaxies lumineuses dans l'ama Virgo. Basé sur l'analyse des données de nos observations nous concluons cela : (1) il y a une connection évolutionnaire entre les dEs et les dIrrs (2) le scénario le plus probable de l'enlèvement de gaz est pression dynamique dépouillant par le matière intergalactique
This thesis presents observational studies of evolution of dwarf elliptical galaxies. DE's are numerically dominant population in clusters of galaxies, but their origin and evolution is a matter of debate. Several scenarios of gas removal from dE's exist: galactic winds, ram pressure stripping, gravitaional harassment. We present new method to estimate stellar population parameters and internal kinematics, based on fitting observed spectra in the pixel space by PEGASE. HR synthetic populations. We apply this technique to 3D-spectroscopic observations of dE galaxies in the Virgo cluster and nearby groups and multiobject spectroscopy of several dozens of dE's in the Abell 496 cluster. We present discovery of young nuclei in bright dE galaxies in the Virgo cluster. Based on the analysis of observational data we conclude that: (1) there is an evolutionary connection between dE's and dIrr's, (2) the most probable scenario of gas removal is ram pressure stripping by the intergalactic medium

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Augustin, Ramona. "Characterising the circum-galactic medium : observations in absorption and simulations of emission". Thesis, Aix-Marseille, 2019. http://www.theses.fr/2019AIXM0254.

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Comprendre les processus de flux de gaz entrant et sortant des galaxies est crucial pour les études de l’évolution des galaxies. Cependant, l’observation du médium circum-galactique (CGM) faible et diffus, où se déroulent ces processus, reste difficile. Dans ce travail, j’explore différentes méthodes pour observer, simuler et caractériser le gaz autour des galaxies dans le CGM. J'ai identifié et caractérisé des homologues de galaxie aux systèmes lorentziens (DLA) à z équivalent 1 en utilisant des observations au télescope spatial de Hubble (HS) hautement résolues spatialement. Je détermine leurs masses stellaires et constate que les galaxies sont généralement moins massives que la population moyenne des galaxies, mais suivent les tendances prédites en termes de taux de formation d'étoiles et de métallicité. La haute résolution spatiale des données optiques HST permet également de mieux regarder la morphologie de ces galaxies et de révéler des structures complexes et inattendues. Pour cartographier le CGM nous avons besoin d’observations en émission. Pour améliorer les stratégies d’observation du CGM en émission, j’ai calculé des prédictions à partir de simulations de zoom cosmologique dédiées, post-traitées avec un modèle d'émission du code CLOUDY. Cette combinaison permet de créer des cubes de données de type galaxie halo de type IFU simulés qui sont ensuite utilisés comme entrées dans les modèles d’instruments afin de préparer les observations CGM avec FIREBall-2 (spectrographe UV sur ballon) et HARMONI (IFU proche infrarouge sur l’ELT). Je trouve que FIREBall-2 est capable de détecter Ly alpha et que HARMONI est compétitif pour les études CGM
Understanding the processes of gas flows in and out of galaxies is crucial in galaxy evolution studies. Yet, observations of the faint and diffuse Circum-Galactic Medium (CGM), where these processes take place, remain challenging. In this work, I explore different methods to observe, simulate and characterise the gas around galaxies in the CGM. I identified and characterised galaxy counterparts to Damped Lyman-alpha Absorbers (DLAs) at z equivalent 1 using highly spatially resolved Hubble Space Telescope (HST) observations. I determine their stellar masses and find that the galaxies are generally less massive than the average galaxy population, but follow the predicted trends in terms of star formation rate and metallicity. The high spatial resolution of the optical HST data also allows for a closer look at the morphology at those galaxies and reveals complex, unexpected structures. While absorption lets us investigate very faint gas, it is usually limited to a single line of sight and we need observations in emission to map the CGM and gain information on its extent and clumpiness. To improve observing strategies of the CGM in emission, I make predictions from dedicated cosmological zoom-in simulations, post-processed with a CLOUDY emission model. This combination allows to create mock IFU-like galaxy halo data cubes which are next used as input to instrument models in order to prepare CGM observations with FIREBall-2 (UV spectrograph on a balloon) and HARMONI (near-infrared IFU on the ELT). I predict that FIREBall-2 is capable of detecting Ly alpha and find HARMONI to be competitive for CGM studies

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Prieur, Jean-Louis. "Etude de galaxies à coquilles". Phd thesis, Université Paul Sabatier - Toulouse III, 1988. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00915278.

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Les galaxies à coquilles sont des galaxies qui paraissent normales à tous égards, mais qui sont entourées par de faibles ''rides'' de lumière en forme d'arcs: les coquilles. Ce n'est qu'au début des années 1980 que l'importance du phénomène est apparue, avec la publication par Malin et Carter d'une liste de 140 galaxies à coquilles, elliptiques et lenticulaires pour la plupart. Les premières observations ont montré que ces coquilles étaient de nature stellaire. Deux types de modèles ont été proposés: d'après certains, les coquilles se seraient formées à partir du gaz intra-galactique comprimé par une onde de choc provoquée par un sursaut d'activité du noyau de la galaxie (origine interne); d'après d'autres, ce seraient des ondes de densité d'étoiles provenant d'une galaxie-compagnon qui aurait été absorbée par la galaxie-hôte (formation par fusion). Pour trouver la réponse à ce problème astrophysique nouveau, l'auteur a entrepris un vaste programme d'observation de toutes les galaxies du catalogue de Malin et Carter en collaboration avec des chercheurs australiens et britanniques, en spectroscopie et imagerie CCD. Ce travail de thèse qui comporte une partie observationnelle, une étude des propriétés statistiques de ces objets, et une étude approfondie de quelques galaxies typiques, a conduit à un grand nombre de résultats nouveaux parmi lesquels on peut noter: 1. Une étude détaillée d'un échantillon d'une vingtaine d'objets a montré que la morphologie des coquilles (distribution radiale, ellipticités, angles caractéristiques), et leur photométrie (étude des profils, luminosité intégrée, et indices de couleurs) sont en accord avec les prédictions des modèles de formation par fusion. 2. Les observations spectroscopiques de 100 galaxies à coquilles ont mis en évidence une formation stellaire massive et récente pour 20% des objets, ce qui était complètement inattendu pour des galaxies elliptiques et lenticulaires. Les spectres de certains objets sont du même type que ceux des galaxies actives ''E+A'' qui ont été découvertes dans les amas lointains et qui sont associées à l'effet "Butcher-Oemler". Nos observations suggèrent donc que l'accrétion d'un compagnon est un processus efficace pour réactiver la formation stellaire dans les galaxies elliptiques et que les interactions entre galaxies peuvent expliquer le taux anormalement élevé de galaxies actives dans les amas lointains. 3. La photométrie des coquilles (délicate, car ces structures sont très faibles) a montré qu'elles peuvent être plus rouges, mais qu'elles sont généralement plus bleues que le reste de la galaxie, ce qui est compatible avec l'absorption d'un compagnon de population stellaire plus jeune. Des gradients de couleur importants existent parfois même le long d'une même coquille. Ce dernier résultat qui semblait à priori difficile à comprendre, s'est éclairé par quelques unes de nos simulations de collisions, en suivant les orbites des étoiles des différentes composantes du compagnon (bulbe-disque). 4. Une étude approfondie de NGC~3923, le système le plus riche (avec plus de 20 coquilles), a permis d'établir que pour cet objet, les coquilles sont vraisemblablement le résultat d'une collision radiale avec un compagnon elliptique de masse environ 1/10 de celle de la galaxie. Après avoir perdu la plus grande partie de ses étoiles lors du premier passage dans les régions centrales, le compagnon s'est ensuite progressivement dépouillé des étoiles restantes, tout en subissant un freinage par friction dynamique, ce qui l'a entrainé dans les régions les plus internes de la galaxie. 5. Une corrélation est apparue entre la morphologie des systèmes de coquilles et l'ellipticité apparente de la galaxie-hôte. Les systèmes alignés ne sont visibles qu'autour de galaxies allongées, et les systèmes ''en pétales'' qu'autour de galaxies d'apparence circulaire. Cette corrélation traduit l'influence du potentiel total de la galaxie (y compris celui de l'éventuel halo de matière noire), sur la géométrie des coquilles. 6. A partir du taux d'observation de galaxies à coquilles, et de la durée de vie des systèmes, il est possible d'en déduire une estimation de la fréquence des collisions entre galaxies, et une limite supérieure à la masse de matière invisible contenue à l'intérieur des systèmes de coquilles. Avec un taux de 10%, et une durée de vie de l'ordre de 2 à 3 milliards d'années, les galaxies elliptiques auraient ainsi fusionné en moyenne avec un ou deux compagnons. La limite supérieure de la masse de la matière invisible contenue à l'intérieur des systèmes serait ainsi de l'ordre de 50 fois la masse de la composante visible. En conclusion, cette étude permet d'établir à peu près définitivement que le modèle de formation par fusion est le seul à rendre compte des propriétés observationnelles des coquilles. De part leur comportement de particules-test, les étoiles des coquilles offrent une occasion unique de sonder le potentiel total des galaxies, y compris celui des halos massifs invisibles. L'importance des interactions gravitationnelles pour la formation et l'évolution des galaxies semble désormais bien établie, et les galaxies à coquilles, résultats de collisions entre galaxies, permettent donc d'étudier une phase cruciale dans l'évolution des galaxies.

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Boissier, Samuel. "Formation Stellaire Aux Échelles Des Galaxies". Habilitation à diriger des recherches, Aix-Marseille Université, 2012. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00761183.

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La formation des étoiles est au coeur du cycle d'évolution des galaxies. A partir de leur réservoir de gaz (et de son remplissage éventuel par accrétion ou fusion), des étoiles se forment à un taux appelé par définition le taux de formation Stellaire (soit SFR pour Star Formation Rate en anglais), avec un impact énorme sur de nombreux aspects de l'évolution des galaxies. Cette HDR présente tout d'abord le formalisme de la formation stellaire (SFR, IMF), quelques suggestions théoriques concernant les phénomènes affectant le SFR sur diverses échelles spatiales dans les galaxies, les méthodes de détermination empirique du SFR à partir d'observables. Une partie importante est dédiée aux "lois" de formation stellaire (e.g. loi de Schmidt) sur diverses échelles (loi locale, loi radiale, loi globale). Finalement, la dernière partie concerne les plus grandes échelles (évolution du SFR "cosmique" et effet d'environnement.

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Perret, Valentin. "Fusion des galaxies juvéniles : des simulations aux observations". Phd thesis, Aix-Marseille Université, 2014. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-01059736.

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La compréhension des mécanismes de formation et d'évolution des galaxies dans un cadre cosmologique demeure un grand défi de l'astrophysique moderne. En particulier, la contribution des processus de fusion lors de l'assemblage cosmologique de masses est encore mal comprise. Dans ce contexte, l'étude du support dynamique des galaxies est un moyen permettant de contraindre les différents scénarios d'évolution. Dans une première partie, je présente ma contribu- tion à l'analyse cinématique des galaxies de l'échantillon MASSIV composé de 83 galaxies jeunes...

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Baillard, Anthony. "Détermination automatique des paramètres morphologiques des galaxies". Paris, ENST, 2008. http://www.theses.fr/2008ENST0070.

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Les images sont des données essentielles de l’astrophysique moderne, surtout galactique. La classification morphologique des galaxies est une tâche captivante mais difficile, notamment pour les galaxies distantes convoluées par une réponse impulsionnelle et souffrant d’un faible rapport signal sur bruit. Cette thèse propose un système de classification d’images de galaxies de résolution variable. Etant à la confluence de trois disciplines : l’astronomie (propriétés des galaxies), le traitement du signal (analyse d’images) et l’intelligence artificielle (apprentissage supervisé), le travail a été réalisé au sein du projet EFIGI (http://www. Efigi. Org), une collaboration de laboratoires de recherche français (IAP, LTCI, LRDE, LAM, OMP and CRAL). Les deux premiers chapitres, dédiés à l’astronomie, expliquent comment un jeu de données morphologiques robuste a été assemblé. Les chapitres trois à cinq, concernant l’informatique, détaillent l’acquisition et l’utilisation des données d’entrée des classifieurs. Le chapitre 1 introduit l’astronomie extragalactique et la morphométrie des galaxies. Le chapitre 2 décrit le catalogue de galaxies CFIGI contenant des données morphologiques détaillées. Le chapitre 3 présente le logiciel NFIGI, écrit dans le but de supprimer des images les sources parasites (étoiles). Le chapitre 4 propose une technique de réduction dimensionnelle grâce à SExFIGI, un logiciel de décomposition d’images de galaxies sur une base “d’anneaux” concentriques. Le chapitre 5 conclut avec les systèmes supervisés de détermination automatique de paramètres morphologiques (le rapport bulbe/total, la courbure des bras, la présence d’une barre, et d’autres)
Images data is key to modern astrophysics, especially while trying to define galaxies. Galaxy morphological classification is an enthralling but difficult task. This is particularly true while dealing with distant galaxies convolved by a point-spread function and suffering from a poor signal-to-noise ratio. This thesis proposes an automatic system to classify images of galaxies with varying resolution. Being at the intersection of three disciplines: astronomy (properties of galaxies), signal processing (image analysis), and artificial intelligence (supervised learning), the work has been realized as part of the project EFIGI (http://www. Efigi. Org), a collaboration of French research laboratories (IAP, LTCI, LRDE, LAM, OMP and CRAL). The first two chapters, dedicated to astronomy, show how a robust set of morphological data was put together. Chapters three to five, on computer science, clarify the acquisition and usage of the input data for the classifiers. Chapter 1 introduces extragalactic astronomy and galactic morphology. Chapter 2 describes the catalogue of galaxies called CFIGI, which contains detailed morphological information. CFIGI is the result of fruitful work collaboration with seven astronomers. Chapter 3 introduces the tool NFIGI, which was written to clean images of galaxies from contaminating sources (like stars). Chapter 4 proposes a technique of dimensional reduction using SExFIGI, a software to decompose images of galaxies on a basis of concentric “rings”. Chapter 5 concludes with the supervised systems that automatically determine a set of morphological parameters (bulge/total ratio, arm curvature, bar strength, and others)

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Siebert, Arnaud. "Structure et dynamique des disques de la Galaxie". Université Louis Pasteur (Strasbourg) (1971-2008), 2003. http://www.theses.fr/2003STR13036.

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Licitra, Rossella. "Galaxy cluster detection with optical and infrared imaging". Paris 7, 2014. http://www.theses.fr/2014PA077149.

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En tant que structures gravitationnellement liées les plus massives, les amas de galaxies permettent de poser des contraintes fortes sur les structures à grande échelle prédites par le modèle cosmologique standard. Ils permettent aussi de comprendre l'influence de l'environnement sur l'évolution des galaxies. Pour mener ce type d'étude et obtenir des résultats robustes, il est impératif de construire des catalogues d'amas complets et purs. Dans le présent manuscrit, je décris l'algorithme de détection d'amas que j'ai développé lors de ma thèse de doctorat -Red GOLD ainsi que les résultats que j'ai obtenus en l'appliquant aux relevés multi-longueur d'onde. Mon algorithme est fondé sur la détection de surdensités de galaxies et la caractérisation de leur séquence rouge : il détecte les surdensités de galaxies rouges par rapport à la distribution moyenne des galaxies. Je sélectionne les galaxies rouges à l'aide des couleurs prédites par les modèles de population stellaire, en imposant des coupes en couleur en fonction du redshift. Parmi ces galaxies, j'identifie celles ayant un type spectral correspondant à des galaxies de type précoce. J'ai appliqué Red-GOLD à des données dans le visible venant de deux relevés diférents, le Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS) et le Canada-France-Hawaii Telescope Lensing Survey (CFHTLS) et j'ai détecté des candidats amas jusqu'à z~1. J'ai estimé les performances de mon algorithme en l'appliquant aux catalogues de galaxies simulées issus des simulations Millenium. Mon catalogue d'amas est complet à ~ 80 % jusqu'à z=1 et pur à 81%
Being galaxy clusters the most massive bound structures in the Universe, they represent a powerful tool to probe the large-scale structure predicted by the standard cosmological model, and to understand how environmental effects affect galaxy evolution. To conduct these studies and obtain reliable results, it is important to build complete and pure cluster catalogs. The use of these catalogs for cosmology requires accurate estimates of cluster mass. In this work, I describe the cluster detection algorithm that I developed during my PhD thesis : Red-GOLD, and the results that I obtained by applying i to current multi-wavelength surveys. My algorithm is based on the detection of galaxy overdensities and the characterisation of their red-sequence. The algorithm finds red galaxy overdensities with respect to the mean background. I select red galaxies using color predictions given by stellar population synthesis models and impose color limits as a function of redshift. Among those galaxies, I discern the early-type galaxies from their spectral type. I then identify cluster members using accurate photometric redshifts, and estimate the cluster candidate richness. I applied Red-GOLD to optical data coming from two different surveys, the Next Generatiôn Virgo Cluster Survey (NGVS) and the Canada-France-Hawaii Telescope Lensing Survey (CFHTLS) and detected galaxy cluster candidates up to redshift z=1. I assessed the performances of my algorithm by applying it to simulated galaxy catalogs from the Millennium simulations. My cluster catalogue is complete at the 80% up to redshift z=1 and pure at 81%

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Heinis, Sébastien. "La distribution spatiale des galaxies sélectionnées en ultraviolet intrinsèque de z =1 à z = 0 : formation stellaire et environnement". Aix-Marseille 1, 2005. http://www.theses.fr/2005AIX11043.

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Le taux de formation stellaire décroît fortement depuis 7 milliards d'années. Cette évolution reste un problème ouvert aujourd'hui, mais des contraintes peuvent être apportées par l'étude des liens entre les galaxies formant des étoiles et leur environnement. En effet, dans le cadre du scénario hiérarchique de formation des structures, l'environnement joue un rôle majeur dans la formation puis l'évolution des galaxies. Pendant cette thèse, j'ai mesuré la distribution spatiale (qui permet de relier à l'environnement) des galaxies sélectionnées en ultraviolet (qui sonde la formation stellaire) dans l'Univers récent à l'aide de différents échantillons, principalement construits à partir des données du satellite GALEX. Ces résultats, en combinaison avec ceux obtenus à partir de galaxies de l'Univers lointain également sélectionnées dans l'ultraviolet, permettent de discuter la migration des lieux principaux de la formation stellaire au cours de l'évolution de l'Univers. Les résultats présentés ici montrent ainsi que la formation stellaire a migré des régions fortement surdenses dans l'Univers lointain vers les régions faiblement surdenses dans l'Univers récent.

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Forero, Romero Jaime Ernesto. "Predictabilité, galaxies infrarouges et lentilles gravitationnelles : applications de l'approche hybride". Lyon, École normale supérieure (sciences), 2007. http://www.theses.fr/2007ENSL0427.

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Outini, Mehdi. "Mesure de la cinématique interne des galaxies en spectroscopie sans fente". Thesis, Lyon, 2019. http://www.theses.fr/2019LYSE1205/document.

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La spectroscopie sans fente a longtemps été considérée comme une technique compliquée de part ses effets d’auto- et d’inter-contamination. Toutefois, depuis l’ère des instruments du Télescope Spatial Hubble qui offrent un bruit de fond faible et une bonne résolution spatiale, la spectroscopie sans fente est devenue un outil largement utilisé pour les sondages spatiaux astrophysiques et cosmologiques. Dans ce contexte, nous nous sommes intéresser à l’application de cette technique pour l’étude individuelle d’objets. Dans les sondages actuels, l’analyse de ces spectres s’effectue généralement à partir de méthodes inverses qui ne tiennent pas compte de l’effet d’auto-contamination et mé- langent donc les propriétés morphologiques et spectrales de la galaxie. Les objectifs de cette thèse sont tout d’abord de prendre en compte cet effet de contamination qui dégrade la résolution spec- trale effective en fonction de l’extension spatiale de la source, afin de mesurer plus précisément le redshift et autres propriétés spectrales intégrées. Nous explorons aussi la faisabilité de la mesure de quantitées spatialement résolues telle que la cinématique interne des galaxies. Nous construisons alors un modèle complet qui peut être quantitativement comparé aux observations actuelles dans une approche forward. Ce modèle est par la suite testé sur des données sélectionnées des relevés GLASS et 3D-HST, afin de contraindre en particulier le redshift et les paramètres cinématiques modélisant la courbe de rotation de la galaxie. Notre approche forward permet d’atténuer l’effet d’auto-contamination et donc d’améliorer la précision sur la mesure du redshift. Dans un sous-échantillon de galaxies spirales isolées et résolues, il est alors possible de contrainte assez significativement les paramètres cinématiques. Nous étudions également les systématiques liées aux hypothèses de notre modèle grâce à des simulations avec les données du relevé de spectroscopie à champ intégral MaNGA, qui tendent à montrer que la mesure de ces paramètres reste assez difficile pour la plupart des données récentes de spectroscopie sans fente. Néanmoins, ces simulations indiquent que le modèle forward contraint relativement bien le redshift. Enfin, ces travaux montrent des applications prometteuses pour les futures grands relevés spectroscopiques tel que Euclid
Slitless spectroscopy has long been considered as a complicated and confused technique because of its self- and cross-confusion effets. However, since the era of the Hubble Space Telescope (HST) instruments which offer a low background and fine spatial resolution, slitless spectroscopy has become an adopted cosmological survey tool to study galaxy evolution from space. Within this context, we investigate its application to single object studies. In recent surveys, the spectra analysis is usually done using backward extraction which mixes spatial and spectral properties and therefore does not take into account self-confusion effect. The goals of this PhD is firstly to include this effect which degrades the effective spectral resolution (which depends on the extent of the source), in order to make the redshift and other integrated spectral features measure- ments more accurate. We also explore the feasibility to measure spatially resolved quantities such as galaxy kinematics. We build a complete forward model to be quantitatively compared to actual slitless observations. The model is tested on selected observations from 3D-HST and GLASS surveys, to estimate redshift and kinematic parameters (modeling the galaxy rotation curve) on several galaxies mea- sured with one or more roll angles. Our forward approach allows to mitigate self-confusion effect, and therefore to increase the precision of redshift measurements. In a sub-sample of well-resolved spiral galaxies from HST surveys, it is possible to significantly constrain galaxy rotation curve pa- rameters. We also study the systematics effects induced by the hypothesis of our model by building slitless simulations with the data of the integral field spectrograph survey MaNGA. These simu- lations suggest that the precise measurement of the kinematics parameters is difficult for most of the current slitless observations. Nethertheless, they point out that this forward model contrains significantly well the redshift. Finally, this work is promising for future large slitless spectroscopic surveys such as Euclid

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Majerowicz, Sébastien. "Aspects cosmologiques et évolution des propriétés des amas de galaxies". Université Louis Pasteur (Strasbourg) (1971-2008), 2003. https://publication-theses.unistra.fr/public/theses_doctorat/2003/MAJEROWICZ_Sebastien_2003.pdf.

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Salomon, Jean-Baptiste. "Morphologie intrinsèque et cinématique globale des galaxies satellites d’Andromède". Thesis, Strasbourg, 2015. http://www.theses.fr/2015STRAE042/document.

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A l’échelle galactique, le paradigme lambda-CDM n’est pas prédictif. Afin d’approfondir nos connaissances dans cette gamme de taille, les satellites du Groupe Local (GL) sont les systèmes galactiques les plus simples et les plus proches pour tester nos différentes hypothèses. Ainsi, nous présentons d’abord une méthode permettant d’obtenir analytiquement l’ellipticité intrinsèque des galaxies naines. Les résultats de cette technique appliquée sur un échantillon de 25 satellites de la galaxie Andromède (M31) laissent présumer que le GL est plus perturbé qu’il n’était envisagé jusqu’alors. Après cette approche individuelle, nous exposons un résultat sur la cinématique globale du système M31. Cette estimation montre pour la première fois que la vitesse transverse de ce système par rapport à la Voie Lactée est élevée. Cela peut mener à de fortes implications sur le GL, notamment quant à la détermination de sa masse et de son évolution passée et future
The Lambda-CDM cosmological model represents nowadays the best understanding of the formation and the evolution of large scale structures in our Universe. Nevertheless, this paradigm is not predictive and successful yet at smaller scales. In this context, satellites in the Local Group (LG), the simpler and closer galactic systems, are one of our best chance to test this model and to improve our comprehension of galaxy formation. Thus, we present here a method to derive analytically the intrinsic (3D) morphology of dwarf galaxies. Results of this technic applied to 25 Andromeda (M31) satellites suggest that the LG is in fact more disturbed than what was previously thought. After this individual approach, we further expose a recent result on the global kinematics of the M31 system. This new estimation suggests for the first time a high transverse velocity for this system with respect to the Milky Way. These values could lead to redefine the entire dynamic of the LG and its surroundings

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L'Huillier, Benjamin. "Formation des galaxies : rôle de l'accrétion du gaz". Paris 6, 2011. http://www.theses.fr/2011PA066663.

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De récents travaux fondés sur des simulations cosmologiques ont montré l’importance de l'accrétion de gaz dans la formation des galaxies,parallèlement à la formation hiérarchique par fusion. Dans cette thèse, nous avons utilisé des simulations cosmologiques hydrodynamiques multi-zoom centrées sur un environnement dense, afin d’étudier en détail la formation des galaxies. Dans un premier temps, nous avons détecté les halos de matière noire et les galaxies à chaque sortie des simulations. Pour la détection des galaxies, nous avons exploré l'espace des paramètres afin de déterminer les paramètres idoines. Nous avons ensuite pu construire les arbre de fusions modélisant l'évolution des galaxies et des halos de matière noire. Nous avons ensuite étudié les propriétés de notre environnement et son influence sur la fonction de masse des halos et des galaxies, ainsi que son évolution temporelle. Nous avons trouvé une tendance hiérarchique, avec de petites structures qui se forment en premier avant de fusionner pour former des structures plus massives. Nous avons ensuite étudié le contenu baryonique de ces halos, et l'évolution de ces baryons dans quatre phases : étoiles, gaz diffus, condensé, et chaud. Finalement, nous avons étudié les relations entre la dispersion de vitesse et la masse des galaxies et des halos. La dernière partie de cette thèse est consacrée à la manière dont les galaxies ont assemblé leur masse, en différeciant la masse assemblée par fusions et le gaz accrété par les filaments.

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Martin, Nicolas Ibata Rodrigo. "A la recherche de structures stellaires du disque galactique au halo de la galaxie d'Andromède". Strasbourg : Université Louis Pasteur, 2006. http://eprints-scd-ulp.u-strasbg.fr:8080/575/01/PhD_martin.pdf.

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Blais-Ouellette, Sébastien. "Distribution de la matière sombre dans les galaxies spirales". Thesis, National Library of Canada = Bibliothèque nationale du Canada, 2000. http://www.collectionscanada.ca/obj/s4/f2/dsk2/ftp03/NQ56463.pdf.

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Guglielmo, Valentina. "Groups and clusters of galaxies in the XXL survey". Thesis, Aix-Marseille, 2018. http://www.theses.fr/2018AIXM0067.

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XXL est le seul grand sondage du ciel en rayons X qui combine des informations sur le gaz intergalactique aux caractéristiques des galaxies pour un grand échantillon de structures. Cela permet d'aborder d'une nouvelle manière, une des questions les plus débattues de l'astrophysique moderne: quels processus influencent l'évolution des galaxies dans les groupes. Le projet de thèse vise à étudier l'histoire de la formation des étoiles récentes et des galaxies en fonction de la masse de la structure et des caractéristiques du gaz intergalactique. La question scientifique est dans quelle mesure l'environnement des groupes influence l'évolution des galaxies. J'ai créé un échantillon spectrophotométrique homogène dans le domaine 0.1$\leq$z$<$0.6 , adapté aux buts scientifiques. Le catalogue est publié dans Guglielmo et al. 2017 et est fondamental pour toutes les études XXL qui visent à relier les propriétés optiques des galaxies avec les informations sur les groupes et les amas en rayons X. Il est maintenant très utilisé au sein de la collaboration XXL. La première réalisation scientifique de cette thèse regarde la répartition de la masse comprise dans les étoiles des galaxies. Après avoir évalué la stabilité des distributions de masse par rapport à l’environnement, j’ai examiné dans quelle mesure l’environnement affecte la formation des étoiles et les propriétés observées des galaxies. J’ai commencé cette analyse à partir du super amas le plus riche identifié dans XXL-N, XLSSsC N01, situé à z$\sim$0.3 et composé de 14 groupes et amas. Enfin, j’ai prolongé l’analyse au champ entier XXL-N
XXL is the only large X-ray sky survey that combines information on intergalactic gas with galaxy characteristics for a large sample of structures. This will help to address in a new way one of the most debated questions of modern astrophysics: which processes influence the evolution of galaxies in groups. The thesis project aims to study the history of recent star formation and galaxies as a function of the mass of the structure and characteristics of intergalactic gas. The scientific question we aim to answer is to what extent the group environment influence the evolution of galaxies. The first task of my work consists in the creation of a homogeneous spectrophotometric sample of galaxies (Guglielmo et al. 2017) at 0.1$\leq$z$<$0.6, suitable for scientific purposes. The catalogue is fundamental for all XXL studies that aims at relating optical properties derived from galaxies with X-ray information and is widely used in the whole XXL collaboration. The first scientific realization of this thesis looks at the distribution of the mass included in the stars of galaxies. After evaluating the stability of the distributionscompared to the environment, I examined how the environment affects star formation and the observed properties of galaxies. I started this analysis from the richest supercluster identified in XXL-N, XLSSsC N01, located at redshift z$\sim$0.3 and composed of 14 groups and clusters. Finally, I extend the analysis of this peculiar supercluster to the whole XXL-N field, by taking advantage of both the global and local environment parametrisations

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Martinez, Aviles Gerardo. "Sources radio diffuses dans les amas de galaxies". Thesis, Université Côte d'Azur (ComUE), 2017. http://www.theses.fr/2017AZUR4076/document.

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Les connaissances sur l'origine de Radio Halos (RHs), sources radio diffuses de faible brillance de surface observées aux échelles des Mpc dans les amas de galaxies massives, ont progressé vers un consensus général au cours des dernières années. Le scénario généralement accepté pour le mécanisme responsable de ce type d'émission diffuse est la ré-accélération des électrons relativistes par les turbulence générées au cours de la coalescence entre amas. Dans ce cadre, les modèles prévoient une fraction plus importante de RHs dans intervalle z = 0.3-0.4. Cependant, les observations radio des amas de galaxies dans ce régime de redshift sont encore limitées. Le projet MACS-Planck Radio Halo Cluster Project vise à explorer l'origine des RHs, ainsi que leur lien avec l'état dynamique des systèmes hôtes, en explorant une gamme de redshift plus élevée par rapport aux études précédentes. Dans cette thèse, je présente les données publiées du sous-échantillon ATCA du projet et les perspectives pour les travaux futurs
The knowledge on the origin of Radio Halos (Rhs), Mpc-scale low surface brightness diffuse radio emission observed in massive galaxy clusters, has moved towards a general consensus on the recent years. The generally accepted scenario for the mechanism responsible of this kind of diffuse emission is the re-acceleration of relativistic electrons by the turbulence generated in cluster mergers. On this framework, it is expected from models that a larger fraction of RH occurrence may appear at z=0.3-0.4. However, radio observations of galaxy clusters in this redshift regime are still limited. The MACS-Planck Radio Halo Cluster Project has the aim of exploring the origin and occurrence of RHs, as well as their connection with the dynamical state of the host systems by exploring a higher redshift range than previous studies. In this thesis, I present the published data of the ATCA subsample of the project and prospects for the future work

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Epinat, Benoit. "Des Galaxies Proches Aux Galaxies Lointaines: Etudes Cinématique et Dynamique". Phd thesis, Université de Provence - Aix-Marseille I, 2008. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00413769.

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L'étude cinématique des galaxies locales et lointaines permet de contraindre les scénarios de formation et d'évolution des galaxies. Pour cela, la spectroscopie à champ intégral permet une étude détaillée de la cinématique des galaxies proches et fournit depuis peu des indices sur la cinématique des galaxies lointaines. Cette thèse s'appuie principalement sur l'utilisation de l'échantillon cinématique de galaxies locales GHASP. Cet échantillon de référence composé de 203 galaxies spirales et irrégulières de l'Univers local dans des environnements peu denses observées par interférométrie de Fabry-Perot autour de la raie Hα (6563 Å) est le plus grand échantillon de données Fabry-Perot à ce jour. Après un passage en revue des principes de l'interférométrie Fabry-Perot et des nouveautés apportées à la réduction des données Fabry-Perot, mon implication dans le développement du 3D-NTT, nouvel instrument utilisant deux Fabry-Perot est exposée de même que ma participation au projet de spectrographe à grand champ pour les ELT, WFSpec, dont l'objectif est l'étude de l'évolution des galaxies. Je présente dans une deuxième partie les données GHASP. Cet échantillon a été entièrement réduit et analysé à l'aide de nouvelles méthodes. L'analyse cinématique de l'échantillon à partir des cartes cinématiques 2D a été initiée en particulier avec l'étude de la distribution des halos de matière sombre, de la forme des courbes de rotation, de l'inﬂuence des potentiels barrés et de la dispersion de vitesses du gaz ionisé. Dans une troisième partie, cet échantillon local sert de point de référence pour l'étude de la cinématique des galaxies lointaines. L'échantillon GHASP est projeté à grand décalage spectral (z = 1.7) aﬁn de déterminer les biais observationnels liés au manque de résolution spatiale des données cinématiques de galaxies lointaines obtenues par SINFONI, OSIRIS et GIRAFFE. L'analyse cinématique de nouvelles observations SINFONI y est également présentée, et l'ensemble des données cinématiques 2D de la littérature est mis en regard avec les résultats obtenus sur l'échantillon GHASP, mettant en évidence une évolution du support dynamique des galaxies avec le temps.

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Fremaux, Julien. "Populations stellaires dans les galaxies hôtes de noyaux actifs". Paris 7, 2006. http://www.theses.fr/2006PA077102.

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La population stellaire des galaxies hôtes de noyau actif semble entretenir une relation étroite avec le degré d'activité du noyau. Ces galaxies étant trop éloignées pour qu'il soit possible de les résoudre en étoiles individuelles, il faut faire appel à une méthode de synthèse de population pour déterminer quels types d'étoiles les composent. La comparaison de ces populations stellaires avec celles de galaxies non-actives de même type morphologique nous permettra d'en savoir plus sur l'interaction entre la population stellaire et le noyau actif. Dans cette thèse, nous avons développé une nouvelle méthode de synthèse de population stellaire utilisant le flux reçu de la galaxie comme quantité observable à ajuster et tenant compte des continus non stellaires qui diluent le spectre galactique. Nous avons appliqué cette méthode à la galaxie MCG-6-30-15, de type Seyfert 1. Le domaine de longueur d'onde choisi, dans le proche infrarouge, est particulièrement bien adapté pour l'étude de la région interne des galaxies de Seyfert 1 car, contrairement au domaine visible, il est presque totalement dépourvu de raies d'émission provenant du noyau actif. Cependant, il est difficile de constituer une bibliothèque de spectres stellaires complète dans ce domaine de longueur d'onde, en raison d'un déficit d'observations. Or, cette bibliothèque est un constituant essentiel pour la synthèse de population stellaire. Il pourrait être possible de la compléter avec des spectres théoriques, générés à l'aide de modèles d'atmosphères stellaires, mais en comparant ces spectres à des observations dans le proche infrarouge, nous avons constaté un manque de fiabilité des raies d'absorption calculées
The stellar population of the galaxies hosting an active nuclei seems to have a strong relationship with the activity level of the nucleus. As these galaxies are too far to be resolved in individual stars, we have to use a population synthesis method to be able to determine which kind of stars we can find inside. The comparison between these stellar populations and those of the non-active galaxies of the same morphological type will bring us a better knowledge on the relationship between the stellar population and the active nucleus. In this thesis, we have developed a new method for the stellar population synthesis using the flux received from the galaxy as observable quantity to fit and taking into account the non stellar diluting continua that contaminate the galactic spectrum. We have applied this method to the Seyfert 1 galaxy MCG-6-30-15. The wavelength range chosen, in the near infrared, is particularly well adapted for the stud'y of the internal region of the Seyfert 1 galaxies because, on the contrary of the visible range, there are almost none of the emission lines coming from the active nucleus. However, it is difficult to build a complete stellar spectra library in the near infrared, because of a lack of observations. Now, this library is an essential ingredient for the stellar population synthesis. It should be possible to complete it with theoretical spectra, computed thanks to stellar atmospheres models, but comparing these spectra to observed ones in the near infrared shows the lack of reliability of the computed absorption lines

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Guivarch, Bruno. "Ecoulement du gaz dans le disque des galaxies barrées". Aix-Marseille 1, 1997. http://www.theses.fr/1997AIX11028.

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Dans cette these, nous etudions la formation et l'evolution de structures gazeuses, dans le disque des galaxies barrees, avec deux modeles. Le premier, appele modele de schwarz, est utilise pour simuler les anneaux de gaz. Le second, le modele de ferrer, explore la formation des lames de poussieres le long des bords frontaux des barres. M. P. Schwarz (1981) a introduit une methode simple pour calculer des simulations hydrodynamiques en representant les nuages de gaz dans un disque galactique a l'aide de particules en collision qui, au cours de chaque choc, perdent une partie de leur energie cinetique. Sa reussite dans l'explication de la formation d'anneaux dans les galaxies barrees, ainsi que sa simplicite, en ont fait un modele tres populaire. Ce modele a ete reconstruit et tous ses parametres ont ete varies et etudies. Afin d'etre physiquement plus realiste, un recyclage a ete introduit, en prenant du gaz des regions de densite elevee (pour imiter la formation d'etoiles) et en le redistribuant au hasard sur le disque (imitant la perte de masse des etoiles). Ce recyclage autorise l'utilisation de simulations sur un temps allonge. Neanmoins, cette etude a trouve que le modele de schwarz est inadapte dans la modelisation de zones de chocs eleves decouvertes sur les cotes frontaux de certaines galaxies barrees que d'autres methodes hydrodynamiques peuvent decrire de maniere plus satisfaisante (fs2, cf. Athanassoula, 1992). Pour cette raison une nouvelle methode de collision a ete introduite, la methode des plus proches voisins. (ppv). En utilisant le deuxieme modele, le modele de ferrer, fonde sur le recyclage et la methode ppv, une comparaison a ete faite entre les deux simulations qui ont donne des resultats assez semblables.

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Sarron, Florian. "Galaxy clusters in the cosmic web Searching for filaments and large-scale structure around DAFT/FADA clusters Weak lensing study of 16 DAFT/FADA clusters: Substructures and filaments". Thesis, Sorbonne université, 2018. http://www.theses.fr/2018SORUS366.

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En tant que structures liées les plus massives de l’univers, les amas de galaxies permettent d’étudier l’influence de l’environnement sur l’évolution des galaxies. Dans ce manuscrit, je présente AMASCFI, un algorithme de détection d’amas développé durant la thèse et utilise le catalogue d’amas obtenu à partir des décalages spectraux photométriques du relevé Canada France Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS) pour étudier le rôle des amas sur l’évolution des galaxies. Je démontre les bonnes performances d’AMASCFI sur Euclid et le CFHTLS à partir de données simulées. Je l’applique au CFHTLS pour lequel AMASCFI est pur à 90% et complet à 70% à z<0.7 et déduis une masse pour chaque amas détecté à partir de la richesse. J’étudie alors l'évolution en décalage spectral des fonctions de luminosité des galaxies (GLF) de type précoce (ETG) et de type tardif (LTG) à différentes masses d’amas. J’observe que la GLF des ETGs faibles décroît à grand décalage spectral, la séquence rouge (RS) étant déjà formée à z~0.7, mais enrichie par de faibles ETG à z<0.7. Cela peut être dû à la suppression de la formation stellaire (“quenching”) des LTG dans l’amas ou à l'accrétion de faibles ETG pré-traités dans des groupes en chute sur l’amas. Pour étudier le rôle de ce pré-traitement, je détecte les filaments de la toile cosmique avec la méthode de Laigle et al (2018) et montre qu’elle est bien valide à la précision du CFHTLS. En comparant les distances aux amas AMASCFI des ETG et des LTG dans les filaments, je conclue que les filaments doivent être le siège de “quenching”. Cela pourrait être dû à l’étranglement des galaxies dans les groupes de galaxies mais plus de preuves sont nécessaires
As the most massive bound structures in the universe, galaxy clusters are a powerful probe of the impact of environment on galaxy evolution. In this work, I present AMASCFI, a new cluster finder algorithm using photometric redshifts I developed during the PhD and use the cluster catalogue obtained on the Canada France Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS) to investigate the role played by clusters and their environment on galaxy evolution. We show the good performances of AMASCFI on Euclid and the CFHTLS using mock data. In particular AMASCFI is 90% pure and 70% complete to z<0.7 for the latter. We then apply AMASCFI to the CFHTLS T0007, and infer a mass for each detected cluster using richness as a proxy. Using our cluster catalogue, we study the redshift evolution of the galaxy luminosity functions (GLFs) of early-type (ETGs) and late-type (LTGs) galaxies at different cluster masses. We observe that the ETG GLF faint-end drops at high redshift, the red sequence (RS) being already formed at z~0.7, but enriched by faint ETGs at z<0.7. This could be due to quenching of LTGs in the cluster or accretion of faint ETGs pre-processed in infalling groups. To investigate the role of pre-processing, we use the method of Laigle et al (2018) to detect filaments from photometric redshifts and show that it allows to recover the 3D cosmic web at CFHTLS accuracy. We apply it to the CFHTLS and detect filaments around AMASCFI clusters. Studying the distances of ETGs and LTGs in these filaments to clusters, we conclude that some quenching occurs in filaments. We suggest that this might be due to strangulation in galaxy groups though we still lack conclusive evidence for such a mechanism

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Pham, Tuan Anh. "Observations millimétriques-submillimétriques de galaxies lentillées gravitationellement à haut redshift". Toulouse 3, 2014. http://thesesups.ups-tlse.fr/2709/.

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Nous présentons une étude détaillée d'observations faites de la galaxie hôte d'un quasar lointain (z~2. 8), RX J0911. La détection de l'émission des molécules CO a été possible grâce au lentillage gravitationnel dû à la présence d'une galaxie plus proche sur la ligne de vue et à la qualité de l'interféromètre du Plateau de Bure. On a obtenu de très bonnes résolutions tant en fréquence, permettant une mesure précise de la largeur de raie, qu'en direction, permettant de résoudre la source aussi bien sur la raie que dans le continu, donc à la fois pour le gaz et pour la poussière. Nous avons discuté en détail le mécanisme de lentillage gravitationnel. Comme souvent lorsqu'il s'agit de grandissements importants, la source est proche de la caustique de la lentille, dans le cas précis elle la chevauche. Il en résulte une dépendance importante du grandissement sur la position précise des sources ponctuelles à l'intérieur de la galaxie, donc des grandissements différents pour le gaz, la poussière et le quasar. D'autre part, les images sont non seulement aggrandies mais aussi déformées. Les données illustrent les avantages offerts par le lentillage en termes de sensibilité en même temps que les complications de l'analyse qui en découlent, source d'incertitudes sur les mesures. La raie CO(7-6) sort clairement du continu, permettant des mesures fiables des luminositées associées au gaz et à la poussière. Des études détaillées des quatre images ont permis de résoudre la source tant sur la raie que dans le continu, avec des rayons de 106±15 et 39±18 mas respectivement. Dans le cas de la raie, la qualité des données a permis de mettre en évidence une excentricité à 3. 3 déviations standard et un gradient de vitesse à 4. 5 déviations standards. La largeur très étroite de la raie implique une masse dynamique basse et les évaluations faites des masses de gaz et de poussière sont elles aussi très au dessous de ce qu'on mesure généralement pour des quasars à fort décalage vers le rouge. La valeur élevée de l'efficacité de formation d'étoiles situe la galaxie dans la partie haute de la distribution des galaxies, qu'elles soient à haut ou bas z: une fraction importante du volume gazeux semble avoir été épuisée à la suite d'une période de formation d'étoiles intense, laissant la galaxie à la frontière des galaxies hôtes de quasar à haut et bas z
The thesis gives a detailed account of observations of the host galaxy of a distant quasar, RX J0911. Detailed observations of the CO emission have been made possible thanks to the gravitational lensing offered by the presence of a galaxy in the foreground and to the quality of the Plateau de Bure Interferometer. High resolutions have been obtained both in frequency, allowing for a precise measurement of the line width, and in space, allowing for resolving spatially the source both on the line and in the continuum, namely both in its dust and gas content. The mechanism of gravitational lensing has been discussed in detail. As is often the case with large magnifications, the source happens to be in the vicinity of the lens caustic, in fact to overlap it. A consequence is a strong dependence of the magnification on the precise position of point sources in the galaxy, resulting in significantly different magnifications for the gas, the dust and the central QSO. Moreover, the morphology of the observed images is distorted in addition to being amplified. The data illustrate the advantage offered by the strong lensing in terms of increased sensitivity as well as the complication that results, causing an additional source of uncertainties on the quantities that are accessible to measurement. The CO(7-6) line stands out clearly above continuum, allowing for reliable measurements of the gas and dust luminosities. Detailed studies of the four lensed images have made it possible to resolve the source in both the line and the continuum with rms radii of 106±15 and 39±18 mas respectively. In the line case, the quality of the data have provided evidence for an ellipticity of the source, 3. 3 standard deviations away from circular, and for a velocity gradient correlated with the source ellipticity, at the level of 4. 5 standard deviations. The very narrow CO(7-6) line implies a low dynamical mass and both gas and dust mass evaluations fall on the low side of the normal high-z quasar host population. The large star formation efficiency is on the high side of both low-z and high-z galaxies: much of the gas has been exhausted after an intense star formation period, leaving the galaxy at the border between high-z and low-z quasar hosts

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La, Vieuville Geoffroy de. "Le regard privilégié de MUSE sur les sources de la réionisation cosmique". Thesis, Toulouse 3, 2019. http://www.theses.fr/2019TOU30254.

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La reionisation est le dernier changement d'état de l'Univers qui a fait passer l'ensemble de sa teneur en hydrogène d'un état neutre à un état ionisé. Cette transition rapide ainsi que le réchauffement du gaz ont eu des conséquences majeures sur la formation et l'évolution des structures, d'où l'importance de la reionisation pour comprendre l'Univers actuel. Dans notre compréhension actuelle, la réionisation s'est terminée à z ~ 6 et les sources responsables de cette transition sont probablement les galaxies de faible masse et à formation d'étoiles (SFG). Une des façons d'étudier cette population consiste à déterminer la fonction de luminosité (LF) des galaxies sélectionnées à partir de leur émission Lyman-alpha et à évaluer leur densité de flux ionisant. Toutefois, les études les plus récentes et leurs conclusions sont en général limitées par le flux le plus faible que l'on peut atteindre avec les instruments actuels. L'un des principaux objectifs du travail présenté dans ce manuscrit est l'étude de la LF des émetteurs Lyman-alpha (LAE) à l'aide d'observations profondes d'amas de galaxies avec l'IFU MUSE. L'utilisation combinée des cubes de données IFU et de champs lentillés rend cette analyse difficile sur le plan du temps de calcul. Pour contourner cette difficulté, nous avons mis au point de nouvelles méthodes pour tenir compte de la contribution de chaque LAE, y compris la détermination du volume effectif et de la complétude. Les LFs résultant de cette analyse ont établi un niveau de contrainte sans précédent sur la forme de la partie à très faible luminosité de la LF. En ne faisant aucune hypothèse sur la fraction d'échappement de l'émissions Lyα, nous observons que la population de LAE a un niveau de contribution à l'émissivité ionisante totale similaire à celui des galaxies sélectionnées par UV (LBG) à z ∼ 6. Dans la continuité de ce travail sur la LAE LF, nous étudions l'effet de la méthode de sélection sur cette conclusion. Ces derniers résultats ont montré que la proportion observée de LAEs augmente de manière significative parmi les galaxies à faible continuum UV et à grand redshift
Reionization is the last change of state of the Universe which made its entire hydrogen content transition from a neutral to a completely ionized state. This rapid transition and heating of the gas content had major consequences on the formation and evolution of structures which makes of reionization a key element to understand the present day Universe. In our current understanding, reionization was mostly done by z ~ 6 and the sources responsible for this transition are likely faint, low mass and star-forming galaxies (SFGs). One way to study this population is to determine the Luminosity Function (LF) of galaxies selected from their Lyman-alpha emission and assess their ionizing flux density. However, most recent studies and their conclusions are in general limited by the lowest flux that can be reached with the current observational facilities. One of the major goals of the work presented in this manuscript is the study of the Lyman-alpha emitters (LAE) LF using deep observations of strong lensing clusters with the integral field unit (IFU) MUSE. The combined usage of large IFU data cubes and lensing fields makes this analysis computationally challenging. To get around this difficulty, we have developed new methods to account for the contribution of each individual LAE, including the effective-volume and completeness determinations. The LFs resulting form this analysis set an unprecedented level of constraint on the shape of the faint end. Making no assumption on the escape fraction of Lyα emission, we observe that the LAE population has a similar level of contribution to the total ionising emissivity as the UV-selected galaxies (LBGs) at z ∼ 6. In the continuity of this work on the LAE LF, we investigate the effect of the selection method on this conclusion. The results have shown that the observed proportion of LAEs increases significantly among UV-faint galaxies and at increasing redshift

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Jong, Sandra de. "Accretion processes of radio galaxies at high energies". Observatoire de Paris (1667-....), 2013. https://theses.hal.science/tel-00914365.

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Cette thèse présente une étude des rayons gamma radio galaxies lumineuses. En analysant les données des rayons X et gamma en plus de créer des distributions spectrales d'énergie à large bande (SED), nous avons étudié deux exemples de cette nouvelle catégorie de sources. Pour la source FR-II 3C 111, nous avons analysé les données de Suzaku / XIS PIN et INTEGRAL IBIS / ISGRI pour créer un spectre de rayons X. Nous avons également utilisé un spectre Swift / BAT à partir du survey de 58 mois. Le spectre entre 3,4 à 200 keV de la source montre les signatures thermiques, comme des galaxies de Seyfert, par exemple une ligne K - α fer, et les caractéristiques des jets, que sont non - thermiques. Nous avons également analysé les données de rayons gamma Fermi / LAT. Les données de rayons X et de rayons gamma sont combinées avec des observations historique en radio, infrarouge et optique pour construire le SED, qui peuvent être bien représentées par un modèle de jet non thermique. La luminosité bolométrique de 3C 111 est assez faible, et le modèle SED montre plutôt un type BL Lac, et pas de la FSRQ prévu. Après, nous avons étudié la radio galaxie de type FR-1 M87. Cette source a été détectée en rayons gamma et dans la bande TeV, mais jusqu'à présent, pas dans les rayons X > 10 KeV. La première partie de notre analyse s'est concentrée sur la création d'une limite supérieure à l'émission des rayons X durs de cette source, en utilisant les observations de INTEGRAL IBIS / ISGRI. En plus de la méthode standard, nous avons utilisé plusieurs techniques dans le processus d'analyse, comme sélection des données et le traitement des shadowgrams, afin de réduire le niveau du bruit du résultat. Utilisation de 5. 1 Ms de données ISGRI nous avons déterminé une limite supérieure 3 σ à la moyenne de 20 à 60 keV flux de f<3x10⁻¹² erg cm⁻² S⁻¹. Nous avons également analysé les observations de Suzaku / PIN, où nous avons détecté M87 pour la première fois dans la bande de rayons X > 10 keV, avec un flux de f=1. 3⁺⁰‧¹ ₋₀. ₂ X 10⁻¹¹ erg cm⁻² S⁻¹ entre 20 et 60 keV. Cette détection indique un état éruptif, puisque le flux est nettement plus élevé que la limité supérieure de la moyenne dérivée. Nous avons également analysé les données Fermi / LAT et combiné cela avec les limites supérieures des rayons X et de la radio hsitorique, observations dans l'infrarouge et optique pour construire un SED. Le SED peut être modélisé comme une source BL Lac, qui est attendu depuis M87, type FR-1. Nous avons ensuite également examiné les aspects généraux de rayons gamma radio galaxies lumineuses. La plupart de ces objets sont de type FR-1 et le noyau d'au moins un FR-II, 3C 111, est plutôt BL Lac et pas de la FSRQ prévu. Pour les autres sources FR-II, cela pourrait aussi être le cas. L'émission de rayons gamma provient du jet, même dans le cas de blazars. En raison du grand angle de jet, l'émission n'est pas respectée. Cependant, depuis l'émission de rayons gamma source du trou noir, soit réflexion ou un grand angle d'ouverture peuvent expliquer les observations. J'ai aussi participé à l'étude d'un possible halo de matière noire observé avec Fermi / LAT dans le voisinage de l'amas de la Vierge. Nos travaux ont montré qu'une population de sources ponctuelles contribue à cette émission. Dans cette thèse, le résultat d'émission étendue et la recherche de contre-parties possibles de nouvelles sources sont présentés. Enfin la détection de deux nouvelles sources de rayons X à l'aide de Swift est signalé ici pour la première fois. Ces sources, le BL Lac objet BZB J1552 0850 et la galaxie de Seyfert LSBC F727 - V01, sont tous deux situés dans le cercle d'erreur de 95% de la source Fermi / LAT 2FGL J1551. 9 0855. Nous avons analysé les données de rayons X de la XRT et les données du UVOT. La contrepartie probable de la source Fermi est plutôt le blazer BZB J1552 0850, depuis les galaxies de Seyfert sont rarement émetteurs de rayons gamma. Pour comprendre les rayons gamma radio galaxies lumineuses, les observations de rayons X peuvent être utilisées pour caractériser ces sources. En utilisant par exemple la nouvelle génération d'instruments, tels que NuSTAR et ASTRO-H, cela aidera à leur résolution supérieure à distinguer entre l'émission thermique et non thermique dans le spectre des rayons X. En outre, en construisant SED à partir d'observations multi-longueur d'onde simultanées aidera à limiter l'émission à large bande
This thesis presents a study of gamma-bright radio galaxies. By analysing X-ray and gamma-ray data in addition to creating broad-band spectral energy distributions (SEDs), we studied two examples of this new class sources. For the FR-II source 3C 111 we analysed Suzaku/XIS and PIN and INTEGRAL IBIS/ISGRI observations to create a X-ray spectrum. We also used a Swift/BAT spectrum from the 58-month survey. The 0. 4--200 keV spectrum of the source shows both thermal, Seyfert-like signatures such as an iron K-α line, and non-thermal jet features. We also analysed gamma-ray data from Fermi/LAT. The gamma-ray and X-ray data are combined with historical radio, infrared and optical to build the SED, which can well represented with a non-thermal jet model. The bolometric luminosity of 3C 111 is rather low, and the SED model shows rather BL Lac type than the expected FSRQ. The next source we studied is the nearby FR-I M87. This source has been detected in gamma-rays and in the TeV band, but so far not in the hard X-rays (>10 keV). The first part of our analysis was focussed on setting and upper limit to the hard X-ray emission of this source, using INTEGRAL IBIS/ISGRI observations. In addition to the standard method we applied several techniques in the analysis process, such as pointing selection and shadowgram treatment, in order to decrease the noise level of the result. Using 5. 1 Ms of ISGRI data we determined a 3 σ upper limit to average 20--60 keV flux of f<3x10⁻¹² erg cm⁻² S⁻¹. We have also analysed Suzaku/PIN observations, where we detected M87 for the first time in the hard X-ray band, with a flux of f=1. 3⁺⁰‧¹ ₋₀. ₂ X 10⁻¹¹ erg cm⁻² S⁻¹ between 20 and 60 keV. This detection indicates a flare, since the flux is significantly higher than the derived average upper limit. We also analysed Dermi/LAT data and combined this with the X-ray upper limits and historical radio, infrared and optical observations to build a SED. The SED can be modelled as a BL Lac source, which is expected since M87 is a FR-I type. We then also examined the general aspects of gamma-ray bright radio galaxies. Most of these objects are the FR-I type, and the core of the least one FR-II, 3C 111, is rather BL Lac-like than the expected FSRQ. For the other FR-II sources this might also be the case. The gamma-ray emission originates from the jet, similar as in the case of blazars. Due to the large jet angle, the emission is not observed to be boosted. However, since the gamma-ray emission originates near the black hole, either reflection or a large opening angle can explain the observations. In addition, I contributed to the study of a possible dark matter halo observed with Fermi/LAT in the vicinity of the Virgo cluster. Our work shown that a population of point sources contributes to this emission. In this thesis, the result of an extended emission analysis and the search for possible counter parts of new sources are presented. Finally, the detection of two new X-ray sources using Swift is reported here for the first time. These sources the BL Lac object BZB J1552+0850 and the Seyfert galaxy LSBC F727--V01, are both located within the 95% error circle of the Dermi/LAT source 2FGL J1551. 9+08. 55. We analysed the X-ray data from the XRT and data from the UVOT. The likely counterpart of the Fermi source is rather the blazer BZB J1552+0850, since Seyfert galaxies are rarely gamma-ray emitters. To understand the gamma-ray bright radio galaxies, X-ray observations can be used to can characterise these sources. Using for example the new generations of instruments, such as NuSTAR and ASTRO-H, will help with their superior resolution to distinguish between thermal and non-thermal emission ray spectrum. Additionally, by building SEDs from simulteneous multi-wavelenght observations will help constrain the broad-band emission. This will also help to pinpoint the counter part of Fermi/LAT detected sources, which is not trivial due to the large error position

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Patris, Julie. "Evolution du taux de formation d'étoiles dans les galaxies : approche observationnelle". Paris 6, 2002. http://www.theses.fr/2002PA066456.

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Aubert, Dominique. "Mesure et implications dynamiques des flux de matière noire à la surface du viriel des halos de galaxies". Paris 11, 2005. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00110561.

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Welker, Charlotte. "Flipping pancakes : how gas inflows and mergers shape galaxies in their cosmic environment". Thesis, Paris 6, 2015. http://www.theses.fr/2015PA066704/document.

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Resumen

Les interactions entre les galaxies et leur environnement à grande échelle constituent une pierre angulaire de la théorie de formation des structures. Cependant, derrière cette idée se cache une longue liste de processus. En effet, les galaxies grandissent au sein d'intenses courants de gaz à haut redshift et acquièrent du moment angulaire grâce aux couples de marée exercés par les grandes échelles, tout en fusionnant avec d'autres galaxies. Aucun de ces mécanismes n'est indépendant de la distribution de matière à grande échelle, fortement anisotrope, constituée d'un réseau de vides délimités par des murs, eux-mêmes segmentés par des filaments de haute densité dans lesquels la matière s'écoule en direction des noeuds compacts. La géométrie d'une telle structure influe fortement sur les écoulements cosmiques, notamment les flux de gaz et de galaxies en migration vers les noeuds. Cela modifie en conséquence la distribution et les propriétés des galaxies. Cette thèse explore certaines de ces corrélations entre les échelles galactiques et extra-galactiques dans la simulation cosmologique hydrodynamique HorizonAGN. Tout d'abord, j'analyse et quantifie l'orientation du moment angulaire des galaxies puis montre que les fusions majeures comme mineures peuvent provoquer d'importantes bascules de ce dernier. J'étudie par la suite la distribution des galaxies satellites autour de leur hôte plus massive et mets à jour des corrélations avec la direction du filament voisin ainsi qu'avec le plan de leur galaxie centrale. Enfin, j'étudie l'impact des fusions galactiques et de l'accrétion diffuse sur la taille et sur la forme des galaxies lors du pic cosmique de formation stellaire
Interactions between galaxies and their larger scale environment is a central tenet of structure formation theory. However, this idea encompasses a long list of processes. Indeed, galaxies grow from intense gas inflows at high-redshift and acquire spin through tidal torques on larger scales while merging with one another at the same time. None of these processes is independent from the large scale distribution of matter, strikingly anisotropic and consisting of an extended network of voids delimited by sheets, themselves segmented by high-density filaments within which matter flows towards compact nodes where they intersect. Such a structure imprints its geometry on cosmic flows, especially gas inflows and drifting galaxies, ultimately shaping the distribution of galactic properties.This work investigates some of these correlations between galactic and extra-galactic scales in the hydrodynamical cosmological simulation Horizon-AGN. First, I analyze and quantify the spin orientations of galaxies and show that both minor and major mergers can drive important spin swings. I further investigate the distribution of satellite galaxies around a more massive host and find it to be also fairly correlated to the direction of the surrounding filament. However, this trend is in competition with a tendency for satellites to align their orbits in the central galactic plane especially in the inner parts of the halo.Finally, I study the impact of mergers and diffuse accretion on the size and shape of galaxies at the peak of cosmic star formation history. The main results statistically support the gas-poor minor merger scenario to interpret the loss of compacity of spheroids at low-z

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Munoz, Sardaneta Maria Minerva. "Two-dimensional ionised gas kinematics in edge-on late-type galaxies in low and high density environments". Thesis, Aix-Marseille, 2021. http://www.theses.fr/2021AIXM0527.

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Certaines galaxies spirales ont une composante de gaz chaud affichant une structure épaisse, le DIG. Les couches de DIG détectées à plusieurs kpc hors du plan galactique (eDIG) ont des propriétés cinématiques différentes de celles du gaz ionisé dans le disque. Dans les galaxies vues par la tranche, l'eDIG peut être étudiée sans confusion avec le gaz dans le disque. Une propriété essentielle qui régit l’existence d’eDIG est l’activité de formation stellaire (SFR), mais il reste incertain quelle est la source principale d'ionisation des eDIG. L'interférométrie Fabry-Perot (FP) offre une couverture bidimensionnelle pour détecter l'émission Hα diffuse à haute résolution spectrale. Dans ce travail, les données FP de deux échantillons de galaxies de type tardif vues par la tranche ont été étudiées pour comprendre la prévalence et la cinématique de l'eDIG. Des images auxiliaires dans le proche infrarouge ont aussi été utilisées. Un échantillon a été extrait du catalogue "Herschel Reference Survey (HRS)" où ont été détectés des caractéristiques de galaxies en interaction avec le milieu intergalactique. L'évolution des galaxies étant influencée par l'environnement, un autre échantillon a été sélectionné parmi le "Catalogue of Isolated Galaxies (CIG)". Les résultats préliminaires montrent que, dans les galaxies isolées, le décalage de rotation augmente avec la SFR. La galaxie spirale de l’amas de la Vierge, NGC 4330, est sujet à des transformations majeures dues à la densité de son environnement. Étant représentative de l'échantillon HRS, une analyse cinématique Hα détaillée de NGC 4330 a été réalisée, trouvant des similarités cinématiques avec son gaz atomique et moléculaire
Some spiral galaxies have a hot gas component displaying a thick disk, the diffuse ionised gas (DIG). DIG layers detected several kpc out of the galactic plane, called extra-planar DIG (eDIG), have different kinematic properties than the ionised gas in the disk. In edge-on galaxies, the longitudinal and vertical gas kinematics can be studed without confusion with the disk gas. A key property governing the presence of the eDIG is the star-forming activity (SFR), but it is still unclear which is the major source of the eDIG ionisation. Fabry-Perot interferometry offers two-dimensional coverage to detect diffuse Hα emission with high spectral resolution. In this work, we studied Hα data acquired using this technique for two samples of late-type galaxies viewed edge-on (i≥75deg) in order to understand the prominence and kinematics of the eDIG. To discriminate between in-disk gas emission from out-of-disk gas emission seen in projection, we used near-infrared imagery. A sample of 43 galaxies was extracted from the ‘Herschel Reference Survey (HRS)’ catalogue on which we detected features of galaxies interacting with the ICM. As the galaxy evolution can be perturbed by the environment, a sample of 14 galaxies was selected from the "Catalogue of Isolated Galaxies (CIG)". Preliminary results show that in isolated galaxies the rotational lag increases with their intrinsic SFR. The large Virgo spiral galaxy, NGC 4330, is undergoing major transformations due to the density of its environment. Being representative of the HRS sample, a deep Hα kinematic analysis of it was performed finding kinematic similarities with its atomic and molecular gas

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Legrand, François. "L'IMPACT DES ÉTOILES MASSIVES SUR LE MILIEU INTERSTELLAIRE ET SUR L'ÉVOLUTION CHIMIQUE DES GALAXIES Á SURSAUT". Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 1998. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-01044435.

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Durant ce travail, nous nous sommes intéressé à l'impact, dans les galaxies naines, qu'ont les étoiles massives formées lors d'un sursaut de formation stellaire. Deux aspects de ce problème, différents mais complémentaires, ont été abordés: d'une part, l'incidence du sursaut sur la dynamique du milieu interstellaire, à travers l'émission de la raie Lyalpha, et d'autre part l'influence de ces sursauts sur l'évolution chimique de ces objets. En effet, lors d'un épisode violent de formation stellaire, les étoiles massives ionisent fortement le gaz environnant, donnant normalement lieu à des émissions de photons Lyalpha et Halpha dont le rapport des quantités peut être évalué de façon théorique. Toutefois, les premières observations de l'émission Lyalpha dans des galaxies à sursaut ont révélé un apparent déficit de ces photons par rapport à l'émission Halpha observée. Attribué initialement à l'effet conjugué de la diffusion résonante dans le gaz neutre et de la destruction des photons Lyalpha par les poussières, nous avons pu confirmer, en nous basant sur la comparaison des profils des ces deux raies, observées au sol et dans l'espace avec le télescope spatial, que la dynamique du gaz, contrôlée par l'énergie mécanique libérée par les étoiles massives, était également un facteur déterminant pour l'émergence de la raie Lyalpha. Tout particulièrement, nous avons pu montrer que si l'on négligeait l'effet de la dynamique de la matière interstellaire, l'apparent déficit en photons Lyalpha pouvait être expliqué en invoquant, vraisemblablement à tort, une loi et un coefficient d'extinction élevés, mais qu'en revanche, la prise en compte des effets dynamiques, indique que les photons Lyalpha émergent principalement de régions de faible extinction. D'autre part, les étoiles massives, formées lors d'un sursaut, rejettent dans le milieu interstellaire les métaux qu'elles ont synthétisées, contribuant ainsi à son enrichissement. Afin d'étudier les échelles spatiales et temporelles de cet enrichissement, nous avons obtenu un spectre à longue fente de la galaxie naine IZw 18, objet présentant la particularité d'être le plus sous-abondant de l'univers local. Ces observations profondes (14 heures de pose !) ont révélé une abondance en oxygène extrêmement homogène à une échelle de plus de 600 pc, suggérant, en accord avec les résultats concernant d'autres galaxies à sursaut, que l'enrichissement dû aux étoiles massives actuelles n'était pas encore visible. L'hypothèse la plus probable semble que les métaux éjectés par les étoiles massives, sous forme de vents stellaires et éjectas de supernovae, demeurent, dans les premiers temps du sursaut, dans une phase chaude et peu dense, rayonnant dans le domaine X (mais pas en optique), et ne se mélangent pas immédiatement au milieu interstellaire environnant. En nous aidant d'un modèle d'évolution spectrophotométrique couplé à l'évolution chimique des galaxies, nous avons étudié différents scénarios d'histoire de formation d'étoiles dans IZw 18. La possibilité d'une éjection hors de la galaxie des métaux rejetés par les étoiles massives, voire par les étoiles de masses intermédiaires, a été étudiée. Si les abondances en carbone et oxygène observées dans IZw 18 résultent uniquement d'un enrichissement par des sursauts de formation d'étoiles, au plus 60 à 70 % des métaux produits par les étoiles de toute masses doivent être ainsi perdus. Nous avons également montré qu'une formation stellaire continue, mais de très faible intensité, durant les périodes inter-sursaut devait être prise en compte, et que ce mode de formation d'étoiles ne pouvait être négligé lorsque l'on s'intéresse aux objets de très faible métallicité. En particulier, les abondances mesurées dans IZw 18 pourraient ne provenir que de ce type de formation stellaire si celle-ci s'est maintenue pendant un temps de Hubble. Le sursaut actuel serait alors le premier, mais une formation d'étoiles faible et lente aurait commencée il y a plusieurs milliards d'années. Nous avons également montré que les galaxies à faible brillance de surface pouvaient être les contreparties en phase "calme" des galaxies à sursaut et que la possible augmentation de la métallicité minimale des systèmes absorbants Lyman alpha quand le décalage spectral diminue pouvait être le résultat d'une formation stellaire continue, mais très faible, qui contribuerait à augmenter régulièrement le contenu en métaux de la matière interstellaire.

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Depagne, Éric. "Abondance des éléments plus légers que le zinc dans les premières étoiles galactiques : implications sur la nature des premières supernovae". Paris 6, 2003. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00165388.

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Au cours de cette thèse, j’ai étudié 33 étoiles extrêmement déficientes du halo galactique (ayant au moins de 500 fois moins de métaux que le Soleil) observées au VLT avec le spectrographe à haute résolution UVES. Ces étoiles sont les témoins des tous premiers âges de notre Galaxie. La connaissance détaillée de leur composition chimique permet de contraindre les modèles de formation et d’évolution de notre galaxie. J’ai pu déterminer dans ces étoiles les abondances de 17 éléments avec une précision inégalée, allant du carbone au zinc, et en particulier, celles d’éléments « clés » comme l’oxygène et le zinc, pour comprendre quel type de supernova a enrichi la matière au début de la vie de la Galaxie. J’ai montré en particulier que l’on peut expliquer les rapports d’abondance observés sans faire intervenir de supernova supermassive (dont la masse dépasse M soleil). Par ailleurs, l’évolution des abondances en fonction de la métallicité moyenne est comparée aux modèles d’évolution chimique de la Galaxie. Notre étude portant sur des étoiles réputées être nées au tout début de la vie de notre Galaxie, nous apportons des contraintes observationnelles fortes à ces modèles
During my Ph. D. I have analyzed 33 extremely metal-deficient galactic halo stars (stars having less than 500 times less metals than the Sun) observed at the VLT, using the high resolution spectrograph UVES. These stars are relics from the very first ages of our Galaxy, and thud provide useful constraints on both the formation and on the evolution models of our Galaxy. I determined the abundances for 17 elements from carbon to zinc with an unprecedented accuracy, including the key elements oxygen and zinc, to understand which kind of supernova had enriched the interstellar medium during the early times of the Galaxy. I have shown in this work that we could explain the observed abundance ratio without including very massive supernova (stars whose mass is greater then M Sun). In addition, the abundance trends are compared with Galactic chemical evolution models. As the study is based on very metal poor stars that are supposed to be born during the first ages of our Galaxy, my work brings strong new observational constraints to these models

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Martin, Nicolas. "A la recherche de structures stellaires du disque galactique au halo de la galaxie d'Andromède". Université Louis Pasteur (Strasbourg) (1971-2008), 2006. https://publication-theses.unistra.fr/public/theses_doctorat/2006/MARTIN_Nicolas_2006.pdf.

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Cette thèse a pour but la recherche et l’étude des structures stellaires résultant de l’accrétion de galaxies naines par notre Voie Lactée ou la galaxie d’Andromède (M31). En effet, les théories actuelles sur la formation des halos de galaxies indiquent qu’ils pourraient se construire avec le temps par l’absorption successive de petites structures galactiques. Dans la théorie LCDM actuellement privilégiée, plusieurs centaines de ces fragments proto-galactiques sont nécessaires pour former le halo d’une grosse galaxie comme la Voie Lactée ou M31. Les importantes forces de marée misent en jeu détruisent ces structures et produisent des courants d’étoiles et de matière noire le long de leur orbite. Bien que l’étude de ces structures est nécessaire pour comprendre la formation des galaxies, seuls les courants les plus massifs ont jusqu’à présent été étudiés : celui qui est produit par l’accrétion de la galaxie naine du Sagittaire autour de notre Galaxie et un courant géant qui s’étend sur plus de 100 kiloparsecs dans le halo de la galaxie d’Andromède. Afin de comprendre la formation du Groupe Local et la répartition de la matière noire dans les halos, il est primordial de détecter et de quantifier les courants d’accrétions plus anciens ou provenant de plus petits satellites. La publication de catalogues d’étoiles couvrant une part importante du ciel (2MASS, DENIS, SDSS) est une étape importante dans cette recherche car ils permettent de sonder et d’étudier en détail le halo et les régions extérieures du disque Galactique. En particulier, notre connaissance des parties extérieures des disques galactiques a été grandement modifiée par la découverte de nombreuses structures stellaires qui semblent être les restes de galaxies naines accrétées sur la Voie Lactée. Des structures similaires ont aussi été mises en évidence autour de la galaxie d’Andromède et pourraient indiquer un comportement général des galaxies spirales. Sur les bords de la Voie Lactée, la plus évidente de ces structures est l’Anneau de la Licorne, une structure stellaire qui semblent entourer le disque Galactique. La première partie de cette thèse se concentre sur la recherche du progéniteur de cet Anneau. A partir du catalogue stellaire 2MASS qui couvre tout le ciel dans l’infra-rouge proche, j’ai tracé la distribution des étoiles de la branche des géantes et des étoiles du Red Clump et ai révélé la présence d’une importante surdensité d’étoiles dans la constellation de Canis Major. Cette surdensité, restée jusqu’à présent cachée dans la poussière et la forte densité d’étoiles du disque Galactique, se situe au bord du disque, à environ un kiloparsec sous le plan Galactique. De forme elliptique, elle a une faible épaisseur et contient majoritairement une population stellaire d’ âge intermédiaire à ancien. Afin d’obtenir une meilleure compréhension de cette structure, je présente des données spectroscopiques de ses étoiles, obtenues à partir de trois instruments différents : un échantillon de près de 2 000 spectres observés avec le 2-degree Field sur l’Anglo-Australian Telescope dont la réduction a nécessité que je mette en place un nouveau protocole de réduction ; près de 1 000 spectres haute résolution observés avec l’instrument FLAMES monté sur le Very Large Telescope ; et plus de 600 spectres observés avec le nouvel instrument AAOMEGA, remplaçant du 2-degree Field. Ce dernier jeu de données représente les premières observations scientifiques obtenues avec cet instrument et, par comparaison avec les données FLAMES, je montre son très bon comportement. La comparaison de l’ensemble de ces données avec des modèles de la Voie Lactée montre que la surdensité de Canis Major ne peut être expliquée par notre connaissance actuelle de la morphologie de la Galaxie. J’en conclus que cette structure pourrait être les restes d’une accrétion dans le plan Galactique, potentiellement à l’origine de l’Anneau de la Licorne. Les étoiles de la surdensité suivent une orbite qui pourrait être compatible avec une telle accrétion et, par l’intermédiaire de simulations numériques, je montre en outre qu’un tel phénomène reproduit naturellement l’Anneau de la Licorne. Les vitesses radiales observées ne sont cependant pas incompatibles avec celles du disque Galactique et la structure pourrait aussi être une sous-structure du disque. L’analyse de plusieurs jeux de données me permet par ailleurs de révéler la présence de l’Anneau de la Licorne derrière la surdensité de Canis Major, devant la galaxie naine de Carina et devant la galaxie d’Andromède. L’ensemble de ces nouvelles détections permet de contraindre l’orbite du progéniteur de l’Anneau sur presque tout les deuxième et troisième quadrants Galactiques. Mes simulations indiquent que l’Anneau n’est pas une structure homogène mais doit être produit par la superposition sur le ciel des courants de marée d’une même accrétion, enroulés plusieurs fois autour de la Voie Lactée. Dans la deuxième partie de cette thèse, j’étudie le halo de la galaxie d’Andromède afin d’y quantifier les structures stellaires. En effet, une des difficultés majeures que rencontrent les modèles de formation galactique est leur surproduction, d’un facteur dix à cent par rapport aux observations, de satellites autour des galaxies telles la Voie Lactée ou la galaxie d’Andromède. Il est donc primordial de s’assurer que ces satellites, invisibles dans les observations effectuées jusqu’alors ne sont pas en fait fortement dominés par la matière noire et, de ce fait, très peu lumineux. Pour cette étude, j’utilise des données de la caméra grand champ Mega- Cam, montée sur le Télescope Canada-France-Hawaï. Le catalogue obtenu couvre un quart du halo de M31, d’une distance projetée de 50 à 150 kiloparsecs de celle-ci et il permet de suivre trois magnitudes de la branche des géantes de populations stellaires à cette distance. A partir de cet impressionnant relevé, je montre l’existence de seulement trois galaxies naines faiblement lumineuses dans cette partie du halo de la galaxie d’Andromède. La proximité de ces trois satellites et leur grande similitude pourraient par ailleurs indiquer qu’ils ont été amenés dans le halo de M31 par le même mécanisme. Une recherche automatique de sous-structures plus diffuses indique la présence d’une quinzaine de satellites potentiels qui pourraient donc résoudre le problème des satellites manquants s’ils sont confirmés par des observations plus profondes. Enfin, je montre que le halo extérieur de M31 présente aussi des signes d’accrétions passées. Le relevé me permet de mieux caractériser le courant de marée géant déjà mis en évidence. Je montre qu’il contient une population stellaire riche en métaux concentrée dans ses parties centrales, typique de l’accrétion d’une petite galaxie disque. Je mets par ailleurs en évidence plusieurs structures stellaires visibles jusqu’aux parties extérieures du halo de M31 et qui semblent être des courants d’accrétion diffus. L’ensemble de ces travaux montre que les halos de la Voie Lactée et de la galaxie d’Andromède sont, encore à notre époque, profondément influencés par les accrétions de galaxies satellites qui les peuplent de courants stellaires. L’étude de ces courants stellaires est donc primordiale pour comprendre l’histoire de la formation des galaxies.

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Hudelot, Patrick. "Détection et analyse par effet de lentille gravitationnelle d'amas de galaxies". Toulouse 3, 2005. http://www.theses.fr/2005TOU30285.

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La cartographie de la masse des amas de galaxies comparée aux resultats statistiques de simulations numériques constitue un test cosmologique puissant. L'originalité de la mesure de masse par effet de lentille gravitationnelle presentée dans la première partie est la place importante faite à de nouvelles techniques statistiques bayésiennes pour la mesure de forme des galaxies et la reconstruction de masse. Ce formalisme a permis de préciser le profil de masse NFW de l'amas Cl0024. Dans une seconde partie est presenté le projet de détection conjointe d'amas par effet Sunyaev-Zel'dovich (radio) et Red Cluster Sequence (optique). Cette dernière méthode repose sur l'identification de séquences en couleur de galaxies elliptiques dans les amas. L'implémentation à été validée sur un echantillon d'images du relevé global. Enfin, un chapitre est consacré aux outils de réduction des images grand champ ayant servi de support a ce travail
The cartography of the mass in galaxy clusters compared to the output of numerical simulations is a powerful test to constrain cosmological parameters. The originality of the gravitationnal lensing analysis presented in the first part is the large use of new statistical bayesian techniques to measure the shape of galaxies and reconstruct the final mass maps. This formalism allowed a precise determination of the NFW profile of the cluster Cl0024. The second part presents the project of a joined galaxy cluster detection both with the Sunyaev-Zel'dovich effect (radio) et the Red Cluster Sequence (optical). This method is based of this identification of colour sequences of early type galaxies in cluters. The implementation has been tested on a subsample of images of the complete survey. Finally a chapter is devoted to the tools used to reduce the wide field images used in this work

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Ravel, Loïc de. "La contribution des fusions à l'évolution des galaxies depuis un décalage spectral de z~2. 5". Aix-Marseille 1, 2009. http://www.theses.fr/2009AIX11041.

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Cette thèse a pour objectif principal d’estimer la contribution des fusions majeures à l’évolution et notamment à l’assemblage de la masse stellaire des galaxies au cours du temps à partir de nouvelles mesures du taux de fusions. J’ai utilisé les données des sondages Vimos VLT Deep Survey et zCOSMOS qui permettent de constituer un catalogue de paires réelles jusqu’à z~2. 3 sur la base de la mesure de la vitesse relative entre les deux composantes mesurées spectroscopiquement. Cet avantage permet d’éliminer les fausses paires produites par la contamination le long de la ligne de visée dans les catalogues de paires photométriques. J’ai quantifié la variation de la mesure du taux de fusions en fonction des luminosités, des masses stellaires, des morphologies ou encore de l’environnement pour étudier les différentes histoires du taux de fusions en fonction des populations de galaxies observées. Il apparaît qu’à z < 1, les fusions majeures concernent principalement les galaxies de types tardifs. En effet, le taux de fusions des galaxies peu massives/lumineuses est environ quatre fois plus important à z = 1. J’ai ensuite obtenu une des premières mesures robustes du taux de fusions majeures à z ~ 2. 3 montrant un taux similaire à celui à z~1. En combinant cette mesure avec celles à z < 1, j’ai pu en déduire l’histoire de l’évolution du taux de fusions sur plus de onze milliards d’années de l’Univers. De plus, l’utilisation combinée de ces différents relevés spectroscopiques me permet de mettre en évidence pour la première fois de façon robuste qu’environ la moitié de la masse stellaire d’une galaxie actuelle de luminosité MB ≤−18 a été accrétée via deux à trois fusions majeures au cours des onze derniers milliards d’années. Cette étude montre finalement que les fusions majeures sont un ingrédient essentiel dans l’évolution des galaxies et qu’elles ne doivent pas être sous-estimées dans les modèles
This thesis aims to estimate the contribution of major mergers to the global evolution of galaxies. In particular, this study, based on new measurements of galaxy merger rates using the Vimos VLT Deep Survey and zCOSMOS spectroscopic surveys, aims to quantify how much of the galaxy mass growth is due to galaxy major mergers. These surveys enable to identify true galaxy pairs up to z = 1 since, thanks to spectroscopic redshifts, one can access the velocity difference along the line of sight for the two members. Using these identified galaxy pairs, one can study the variation of the merger rates for different galaxy samples selected with respect to their luminosities, stellar masses, morphologies or environment and infer different merging histories for these different galaxy populations. It turns out that merger rates of late type galaxies, less massive/luminous, is about four times higher than merger rates of early type galaxies. Combining several surveys, I am able to estimate the evolution of the galaxy merger rate over eleven billion years. I show that more or less half of a present day faint galaxy’s stellar mass has been assembled through two or three major merging processes since z = 2. 5. All together, results exposed in this study show that major mergers is a key ingredient in the evolution of galaxies and should not be under-estimated when included in galaxy evolution models

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Veltz, Lionel Bienaymé Olivier Freeman Ken. "Formation du disque de la Voie Lactée". Strasbourg : Université Louis Pasteur, 2008. http://eprints-scd-ulp.u-strasbg.fr:8080/871/01/VELTZ_Lionel_2007.pdf.

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Martinache, Clément. "Le printemps cosmique des grandes structures : Spitzer et la recherche de structures à z ~ 2 à haut taux de formation stellaire dans le sillage de Planck et Herschel". Thesis, Université Paris-Saclay (ComUE), 2016. http://www.theses.fr/2016SACLS300/document.

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Resumen

Les galaxies sont des phares dans l'Univers qui nous permettent de comprendre l'évolution de la répartition dans l'Univers de la matière sous toutes ses formes. L'étude de ces galaxies à différentes époques permet de comprendre comment elles s'organisent à grande échelle (supérieures à la distance inter-galaxies) mais aussi comment elles se forment, et forment leurs étoiles.À notre époque cosmologique, les galaxies dans les environnements les plus denses (amas, groupes) présentent des propriétés bien différentes des galaxies dans les environnements moins denses. Cette bimodalité entre 1) des galaxies elliptiques, massives, vieilles et formant peu d'étoiles dans les environnements denses d'une part, et 2) des galaxies spirales, plus jeunes et en phase de formation stellaire intenses dans les environnements moins denses d'autre part, traduit des mécanismes d'évolution et de formation différents.L'étude des galaxies dans les amas révèle des indices "fossiles" sur une époque de dernière phase significative de formation stellaire à un redshift z~2, et pointe vers un épisode de formation stellaire synchrone dans les galaxies de l'amas, et dans de colossales proportions (~500 Masses solaires par an, à mettre en regard avec les taux de formation stellaire moyens observés dans l'Univers local de l'ordre de ~1-10 Masses solaires par an). Mais cette phase manque toujours d'une conclusion observationnelle directe, même si de récentes observations vont dans ce sens.Une voie possible pour la recherche des ces objets est de chercher à détecter leur émission dans l'infrarouge lointain, qui trace directement la formation stellaire. C'est ce qui a été réalisé à l'aide du satellite Planck. Des données Planck/HFI, une équipe en collaboration avec la notre a extrait 2151 candidats amas en phase de formation stellaire intense. Un suivi sur 228 candidats a été réalisé avec le télescope spatial Herschel/SPIRE, et a révélé des surdensités de sources rouges, compatible avec une distribution en redshift autour de z~2, et des taux de formation stellaire de l'ordre de 700 masses solaires par an.Pour mieux contraindre le redshift de ces candidats, et étudier leur contenu en étoiles, un autre suivi sur 80 candidats a été réalisé à l'aide de l'instrument IRAC sur le télescope spatial Spitzer. Mon travail porte principalement sur le traitement et l'analyse de ces données.Les longueurs d'onde de l'instrument IRAC (3.6 et 4.5 microns) sont en effet parfaitement adaptées pour détecter un pic caractéristique d'émission des populations stellaires, permettant une estimation du redshift et de la masse stellaire.Mon travail a révélé des surdensités de sources IRAC rouges (z>1.3) aux positions des sources SPIRE rouges (z~2, SFR~700Msol.an), compatibles avec des amas ou proto-amas en formation stellaire intense. Des estimations de redshifts photométriques et de masse stellaire montrent que ces objets sont compatibles avec les progéniteurs des amas locaux.Ces candidats nécessitent cependant une confirmation, notamment à l'aide de l'obtention de redshifts spectroscopiques. Ce travail a déjà commencé, et deux candidat ont déjà été confirmés à des redshifts de 2.15 et 2.36 à l'aide du 30m/IRAM. Des données obtenues avec les interféromètres ALMA et NOEMA ont révélé que l'émission SPIRE était dans certains cas originaires de plusieurs galaxies.Ces premiers résultats sont encourageants, mais une étude à d'autres longueurs d'onde (proche infrarouge) est aussi nécessaire pour mieux contraindre le contenu en masse de nos objets, ainsi que leur histoire de formation stellaire. Les données sont en parties déjà disponibles, et leur analyse a déjà commencé
Galaxies are beacons in the Universe that allow us to understand the evolution of the distribution matter in all its forms. The study of galaxies at different epochs helps to understand how they organize at large scales (greater than inter-galaxies distance) but also how they formed, and formed their stars.At our cosmic epoch, galaxies that reside in the densest environments (clusters, groups) have very different properties compared to galaxies residing in less dense environments. This bimodality between 1) elliptical galaxies, massive, old and forming little stars in dense environments on the one hand, and 2) of spiral galaxies, younger and experimenting intense star formation in less dense environments indicates different evolutionary mechanisms and formation mechanisms.The study of galaxies in clusters reveals that they probably experimented intense star formation at redshifts z ~ 2, and points to a synchronous episode of star formation in the galaxies in the cluster, and of colossal proportions (~ 500 solar masses per year, to be compared with the average rate of star formation observed in the local Universe in the order of ~ 1-10 solar masses per year). But this phase still lack a direct observational conclusion, although recent observations in this direction.One possible way to search for these objects is to try to detect their emission in the far infrared, which traces directly star formation. This is what has been achieved with the Planck satellite. From Planck / HFI data, a team in collaboration with us extracted 2151 cluster candidates experimenting an intense star formation phase. A follow-up of 228 candidates was made with the space telescope Herschel / SPIRE, and revealed overdensities of red sources, compatible with a redshift distribution peaking around z ~ 2, and star formation rates of approximately 700 masses solar year.To better constrain the redshift of these candidates, study their contents in terms of stars, another follow-up on 80 candidates was conducted using the IRAC instrument on the Spitzer Space Telescope. My work focuses on the analysis and interpretation of such data.The wavelengths of the IRAC instrument (3.6 and 4.5 microns) are indeed tailored to detect a characteristic peak emission of stellar populations, to estimate the redshift and the stellar mass.My work revealed overdensities of red IRAC sources (z> 1.3) at the positions of the red SPIRE sources (z ~ 2 ~ 700Msol.an SFR), compatible with clusters or proto-clusters in an intense star formation phase. Estimates of photometric redshifts and stellar mass show that these objects are compatible with the progenitors of local clusters.These candidates, however, require confirmation, especially with obtaining spectroscopic redshifts. This work has already begun, and two candidates have already been confirmed at redshifts of 2.15 and 2.36 using the 30m / IRAM. Data obtained with the ALMA interferometer and NOEMA revealed that the SPIRE emission originates in some cases from several galaxies.These initial results are encouraging, but a study at other wavelengths (near infrared) is also needed to better constrain the content of our mass objects, and their star formation history. The data is already available on part of the smple, and analysis has begun

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Fouquet, Sylvain. "Impact des fusions majeures sur l'évolution des galaxies spirales et naines". Phd thesis, Université Paris-Diderot - Paris VII, 2013. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00975096.

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Resumen

La découverte de l'expansion de l'univers par Edwin Hubble en 1929 et l'étude de modèles cosmologiques ont retiré à l'univers son image statique et infinie; l'univers évolue depuis plus de 13 milliards d'années, depuis le Big Bang. Le modèle cosmologique standard hiérarchique ΛCDM prédit que, durant cette évolution, les halos de matière noire auraient principalement accrété de la masse par fusions successives. L'évolution des baryons, qui se trouveraient être en quantité bien plus faible, aurait suivi celle de la matière noire. Deux types de fusions auraient structuré l'évolution des galaxies : les fusions mineures et majeures. De plus, une accrétion continue de gaz froid, similaire à de nombreuses fusions mineures, aurait aussi pu jouer un rôle dans l'assemblage de la masse des galaxies. Les fusions mineures et l'accrétion de gaz entraînent une évolution douce des galaxies. A contrario, les fusions majeures modifient brutalement la morphologie aussi bien que la cinématique des galaxies en fusion et forment ainsi de nouvelles galaxies. Une dernière forme d'évolution apparaît lorsque la galaxie est isolée ou pendant une période séparant deux épisodes de fusion : l'évolution séculaire. La morphologie et la cinématique d'une galaxie peuvent alors changer via des perturbations internes ou générées par la dernière fusion. L'évolution séculaire n'ajoute pas de masse à la galaxie; seule, elle est insuffisante pour créer une galaxie. Pour mieux contraindre l'évolution des galaxies, je me suis tout d'abord penché sur l'évolution des galaxies durant les huit derniers milliards d'années. Dans cette optique, j'ai travaillé sur des données observationnelles du programme IMAGES (Intermediate MAss Galaxies Evolution Sequence), une étude, basée sur 63 galaxies situées à des redshifts intermédiaires (z ∼ 0.6), ayant pour objectif de dresser un portrait de l'état des galaxies à redshifts intermédiaires et de comprendre les mécanismes à l'oeuvre dans leur évolution. J'ai principalement utilisé les méthodes de travail développées sur l'échantillon du projet IMAGES pour 12 nouvelles galaxies ayant un redshift moyen légèrement plus grand (z ∼ 0.7 au lieu de 0.6). Avec les données du HST provenant du relevé GOODS, j'ai classé morphologiquement les galaxies du nouvel échantillon. Puis, utilisant les données du spectrographe multi-objets GIRAFFE, j'ai déterminé la cinématique de ces galaxies. Je retrouve, pour une plus petite statistique, les résultats du projet IMAGES : la fraction importante de galaxies particulières qui représentent plus de 50% des galaxies de masses intermédiaires à des redshifts intermédiaires, au détriment des galaxies spirales ; une corrélation entre la classe morphologique des galaxies spirales et celle cinématique des galaxies en rotation; une tendance pour les galaxies particulières à avoir une cinématique complexe ou perturbée. Ces résultats impliquent que les galaxies ont changé de morphologie entre z = 0.7 et z = 0. Les galaxies ayant une cinématique complexe ou perturbée sur de grandes échelles (> 5 kpc) requièrent des mécanismes bouleversant l'ensemble du gaz. Le mécanisme d'évolution le plus apte à les expliquer est la fusion majeure plutôt que l'accrétion lente de gaz ou la fusion mineure de galaxies naines. Les galaxies elliptiques de l'univers proche étant déjà en place à z > 1, les galaxies particulières ont dû alors évoluer en galaxies spirales. Tester le scénario de reconstruction des galaxies spirales après une fusion majeure a été le second axe de mon travail de recherche. La fraction de gaz, plus élevée dans le passé (> 50 % à z ∼ 1 − 2), joue un rôle primordial dans ce processus de reconstruction. Une partie du gaz en se refroidissant après une fusion majeure tombe dans le potentiel de la galaxie tout en conservant son moment angulaire et peut ainsi reformer un disque. Hammer et al. (2005a) interprète la formation stellaire sur les huit derniers milliards d'années ainsi que l'évolution de la morphologie et des abondances des galaxies par des épisodes de fusions majeures suivis de formation de galaxies spirales par reconstruction d'un disque. Suivant ce scénario, de nombreuses galaxies spirales de l'univers proche résulteraient d'une fusion majeure. La galaxie M31 semble être une bonne candidate pour ce type de phénomène. Elle a un nombre d'amas globulaires et de galaxies naines près de deux fois supérieur à celui de la Voie Lactée, plusieurs courants stellaires dont le Giant Stream et surtout un bulbe classique. J'ai participé au travail de reconstruction de M31 après une fusion majeure via des simulations numériques afin de tester cette hypothèse. Une fusion majeure de rapport de masse ∼ 3, avec des fractions de gaz dépassant les 60 % et comprenant un premier passage il y a 8-9 milliards d'années et une fusion il y a 5-6 milliards d'années, reproduit les structures morphologiques et cinématiques principales de M31 (bulbe, disque épais, disque mince, Giant Stream), renforçant ainsi le scénario de reconstruction du disque après une fusion majeure. Mon dernier travail de recherche a porté sur les conséquences des fusions majeures sur leur environnement. En effet, les débris éjectés d'une fusion majeure peuvent atteindre des masses de plus de 15 % de la masse baryonique totale des galaxies en fusion. La majeure partie de la matière éjectée à grande distance pourrait être due à la formation de queues de marée durant la fusion. A l'intérieur de ces queues de marée, de nouvelles galaxies naines peuvent se former, des galaxies naines de marée. Une fusion majeure peut donc être la source de la formation de nouvelles galaxies. Si la majeure partie des galaxies spirales se sont formées par fusions majeures, les conséquences de ces dernières ne peuvent être négligées. Plus particulièrement, la fusion majeure qui serait à l'origine de M31 aurait pu essaimer des galaxies naines dans le Groupe Local. Il se trouve que les galaxies naines de la Voie Lactée ont deux particularités : une distribution spatiale en forme de plan épais, dénommée VPOS (Vast Polar Structure), et la présence de deux galaxies naines irrégulières, les Nuages de Magellan (MC pour Magellanic Cloud), très proches de la Voie Lactée (< 60 kpc). Mon travail a consisté à tester l'hypothèse qu'une queue de marée, éjectée par la fusion majeure de M31, ait pu former les galaxies naines compagnons de la Voie Lactée. Ce scénario est probant pour reproduire leur distribution spatiale et la distribution de leur moment angulaire. Cependant, il semble en contradiction avec les rapports M/L élevés dans les galaxies naines sphéroïdales déduits des mesures de dispersion de vitesse. Ces rapports s'expliqueraient par la présence de grandes quantités de matière noire alors que les galaxies naines de marée en sont dépourvues par essence. Cette apparente contradiction pourrait s'expliquer si l'hypothèse de la stabilité interne des galaxies naines est abandonnée. Plus généralement, cette étude relance la question de l'origine des galaxies naines. Sont-elles des reliques des galaxies primordiales de l'univers ou le résultat de fusions majeures? Si le phénomène de fusion majeure est confirmée comme le mécanisme principal de formation des galaxies spirales et si des études démontrent qu'un grand nombre de galaxies naines de marée sont créées lors de ces événements, la recherche sur la formation, le nombre et la distribution spatiale des galaxies naines sera alors à revoir.

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Younes, George. "Complete X-ray study of low ionization nuclear emission line regions showing broad Hα emission (LINER 1s) and their spectral energy distribution". Strasbourg, 2011. http://www.theses.fr/2011STRA6088.

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Resumen

Cette thèse concerne l'étude des noyaux actifs de galaxies (AGN) de faible luminosité dans l'univers proche, principalement peuplé par les "Low Ionization Nuclear Emission-line Regions" (LINERs) galaxies. L'étude a été basée sur un échantillon de LINERls montrant une détection robuste de raie large en émission Halpha, une propriété typique des AGN lumineux de type 1. J'ai étudié le mode d'accrétion et les processus radiatifs de ces LINER 1 s en examinant leurs propriétés en rayons X et multi-Iongueurs d'onde (distribution spectrale d'énergie, SED), et en les comparant t celles des AGN lumineux (Seyferts et quasars) et des binaires X. Les différences des propriétés en rayons X de cet échantillon par rapport aux AGN lumineux (variabilité sur des courtes échelles de temps rare, absence de la raie d'émission Fe Kalpha t 6. 4 keV, et anticorrélation de l'indice de la loi de puissance en rayons X avec le rapport d'Eddington) indiquent probablement la présence d'un mode d'accrétion et radiatif différent entre ces deux classes d'objets, c. -t. -d. Un processus radiatif RIAF/jet pour les LINER Is. A une luminosité en rayons X donnée, la SED de ces LINER 1 s, construite avec des flux simultanées en rayons X et UV, (1) ressemble dans le domaine radio t celles des AGN radio-émettrices (rapport du flux radio sur rayons X, =-1. 17), et (3) montre une luminosité bomométrique d'au moins deux ordres de grandeur plus faible que les AGN lumineuses. Ces propriétés multi-Iongueurs d'onde de ces LINERls sont également probablement compatibles avec un processus radiatif RIAF/jet
This thesis focuses on the faint end of the active galactic nuclei (AGN) luminosity function in the nearby universe, mainly populated by AGN-powered Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERs). The study was based on a LINERls sample anSllyzed showing a definite detection of a broad Halpha emission, a typical property of luminous type 1 AGN. 1 have investigated the accretion mode and radiative processes ofthese AGN-powered LINERls based on their X-ray and multi-wavelength (spectral energy distribution, SED) properties, and 1 have compared them to those ofluminous AGN (Seyfert galaxies and quasars) and X-ray binaries. The dissimilarities in the X-ray properties ofthis sample compared to luminous AGN (rare short timescale variability, no Fe Kalpha emission line at 6. 4 keV, ~nd the anticorrelation of the X-ray powerlaw index with the Eddington ratio) point toward probably a different accretion and radiative process in these two classes, i. E. A RIAF/jet radiative process in LINER ls. The SED ofthese LINER ls with simultaneous UV and X-ray fluxes, at a given X-ray luminosity, (1) resembles the SED ofradio-loud AGN in the radio band (mean radio-to-X-ray flux ratio, =-1. 17), and (3) displays bolometric luminosity of at least two orders of magnitude lower than luminous AGN. Again, the multi-wavelength properties ofthese LINERls are most likely consistent with a RIAF/jet radiative rocess

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Bouffet, Romuald. "Evolution de la structure VLBI des sources de l'ICRF : lien entre astrométrie et astrophysique". Thesis, Bordeaux, 2015. http://www.theses.fr/2015BORD0083/document.

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Les Noyaux Actifs de Galaxies (AGN) se situent au centre de galaxies extrêmement lointainesdont la luminosité provient de l’interaction d’un trou noir central supermassif et d’undisque d’accrétion. Il en résulte l’éjection à des vitesses relativistes de jets de matière collimatés.L’interférométrie à très longue base (VLBI) permet, grâce aux très grandes résolutionsatteintes, d’observer finement la structure de ces jets et de déterminer très précisément laposition astrométrique des objets. En raison de leur distance, les AGN ne présentent pas demouvements propres, ce qui les rend idéaux pour la construction de systèmes de référenceultra-précis et très stables.Des instabilités en position de quelques centaines de microsecondes d’arc, généralementimputées aux variations de la structure des jets, sont toutefois souvent observées sur des échellesde temps de quelques mois à quelques années. Le travail présenté ici étudie le lien entre les deuxphénomènes de façon statistique. Sur la base d’observations VLBI régulières conduites entre1994 et 2003, nous comparons l’évolution de la position astrométrique et de la structure des jetspour un échantillon de 68 AGN sur une période de 10 ans. Les résultats de l’étude indiquent quela corrélation entre les deux phénomènes existe mais n’est pas aussi forte qu’attendue. Le travailest complété par une simulation des effets causés sur la trajectoire des jets par la précessiondu disque d’accrétion ainsi que par la présence d’un système binaire de trous noirs. Appliquéeau cas de la source 1308+326, l’étude montre que l’amplitude de ces effets est compatible avecles oscillations de la trajectoire observées en VLBI
Active Galactic Nuclei (AGN) are located in the center of extremely distant and bright galaxies. Their luminosity comes from the interaction between a super-massive central blackhole and an accretion disk, producing a relativistic collimated jet of matter. Thanks to the extremely high resolution achieved by Very Long Base line Interferometry (VLBI), the jet structure may be studied in detail, while the astrometric position of the AGN is determined with ahigh accuracy. Because of their location at cosmological distances, no proper motions are detected for those objects, making them ideal fiducial points for building highly-precise celestial reference frames.Instabilities up to a few hundreds of micro arc seconds are yet often observed in astrometricpositions on time scales from months to years. This is generally thought to be caused by theevolution of source structure. The study presented here investigates the correlation between the two phenomena on a statistical basis. Based on regular VLBI observations conducted between1994 and 2003, astrometric position variations and source structure evolution are compared fora sample of 68 AGN over a period of 10 years. The results indicate that a correlation between the two phenomena does exist but it is not as strong as expected. Additionally, a simulation of the effects caused by the precession of the accretion disc and the potential presence of abinary black hole in the center of the AGN is presented. Applied to the source 1308+326, the simulation shows that the magnitude of the effects is consistent with the oscillations of the jet trajectory observed on VLBI scale

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Hallé, Anaëlle. "Influence de la physique baryonique dans les simulations de galaxies spirales". Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 2013. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00924468.

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Notre travail se concentre sur le rôle de la phase moléculaire froide et dense dans l'évolution des galaxies spirales. Cette phase p eut jouer le rôle de réservoir de gaz à faible taux de formation stellaire dans les parties externes des disques. Après une présentation générale des propriétés des galaxies, en particulier des galaxies spirales, leur milieux interstellaire et leur évolution dynamique, nous passons en revue les simulations numériques hydrodynamiques contemporaines et l'implémentation de la physique baryonique. Nous présentons ensuite la série de simulations que nous avons e ffectuées. Ces simulations incluent du refroidissement jusqu'à basse température, en prenant notamment en compte de l'hydrogène moléculaire. Nous testons en particulier l'infl uence de l'hydrogène moléculaire dans des simulations avec di fférentes efficacités de rétroactions énergétique stellaire, et obtenons que le dihydrogène permet dans tous les cas une faible formation d'étoiles dans les parties externes des disques. Les disques gazeux ont de plus tendance à s'épaissir à grands rayons du fait de la rétroaction stellaire renforcée par la présence de dihydrogène. L'hydrogène moléculaire peut donc jouer le rôle de réservoir de matière baryonique dans les parties externes des galaxies spirales qui accrètent du gaz par les fi laments cosmiques tout au long de leur vie.

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Nehlig, François. "Le gaz dans les galaxies spirales de l'univers local : modélisation d'observations radio et étude des lois de formation stellaire dans les galaxies perturbées". Thesis, Strasbourg, 2015. http://www.theses.fr/2015STRAE014/document.

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Le milieu interstellaire (MIS) des galaxies spirales joue un rôle primordial dans l'évolution des galaxies. Nous nous sommes attachés au cours de cette thèse à caractériser le lien existant entre le MIS dans les galaxies spirales et l'efficacité de la formation stellaire. Dans une première partie, nous étudions la morphologie du disque de gaz atomique de la galaxie spirale fortement inclinée NGC 2683, à l'aide d'un modèle de déprojection de cubes de données radio. Cette étude permet notamment de rendre compte de l'histoire d'accrétion de gaz dans ce système. Dans une seconde partie, nous nous intéressons aux conséquences de la compression du MIS qui peut avoir lieu dans des galaxies situées dans des environnements denses. Notre approche fait usage à la fois de données multilongueur d'onde de galaxies subissant la compression de leur MIS (avec notamment de nouvelles observations millimétriques), de simulations dynamiques de ces galaxies ainsi que d'un modèle analytique donnant accès à la physique aux petites échelles. Notre thèse montre la complémentarité de l'utilisation d'observations, de la modélisation de ces observations et de simulations dynamiques dans l'étude du MIS des galaxies spirales
The interstellar medium (ISM) of spiral galaxies plays a key role in galaxy evolution. Throughout this thesis we characterized the link between the ISM of spiral galaxies and the star formation efficiency. In a first part, we studied the atomic gas distribution of the highly inclined spiral galaxy NGC 2683, with a deprojection model of radio data cubes. This study gives insight on the gas accretion history in this galaxy. In a second part of this work, we examined the compression effects of the ISM, which occurs in galaxies located in dense environment. Our approach makes use of both a multiwavelength data set of galaxies enduring ISM compression (including new millimeter observations), and dynamical simulations of these galaxies combined with an analytical model which gives access to small scale physics. Our thesis shows the complementarity of high quality observations together with modelisation of these observations and dynamical simulations in the study of the ISM in spiral galaxies

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Verley, Simon. "Quantification de l'environnement et caractérisation Halpha des galaxies les plus isolées de l'Univers local". Phd thesis, Observatoire de Paris, 2005. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00201125.

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Le rôle de l'environnement sur l'évolution des galaxies n'est pas encore entièrement connu. Pour quantifier et mettre des limites aux rôles joués par les processus externes, on doit identifier un échantillon de galaxies isolées. Le projet AMIGA ``Analyse du Milieu interstellaire des galaxies isolées'' fait une étude multi-longueur d'ondes d'un grand échantillon de galaxies isolées pour examiner leur milieu interstellaire et l'activité de formation d'étoiles.

Nous avons étudié 950 galaxies en provenance du Catalogue de Galaxies Isolées (Karachentseva, 1973) et évalué leur isolation au moyen d'une procédure de classification automatique de séparation étoile/galaxie (jusqu'à M_B = 17.5) sur de larges champs digitalisés POSS-I autour de chaque galaxie isolée. Nous avons défini, comparé et discuté différents critères pour quantifier le degré d'isolation de ces galaxies, comme la révision du critère de Karachentseva, la densité de surface locale, l'estimation des forces de marées externes affectant chaque galaxie isolée. Nous trouvons des galaxies n'obéissant pas au critère de base de Karachentseva et nous définissons différents sous-échantillons de galaxies selon leurs degrés d'isolation. De plus nous avons cherché les redshifts des galaxies centrales ainsi que ceux de leurs compagnons pour avoir accès à la dimension radiale et ainsi une image en trois dimensions de l'environnement. Enfin, nous avons appliqué nos procédures aux triplets, groupes compacts et amas de galaxies et interprété la population de galaxies isolées à la lumière de ces échantillons de contrôle.

La formation d'étoiles est connue pour être affectée par l'environnement local des galaxies mais le taux de formation d'étoiles dépend aussi grandement des caractéristiques intrinsèques du milieu interstellaire. Séparer ces deux effets reste un problème difficile. Pour solutionner, nous avons observé et compilé des données photométriques pour 200 galaxies spirales issues du Catalogue des Galaxies Isolées qui sont par définition dans des régions de faible densité. Ensuite, nous avons étudié l'aspect de la morphologie en Halpha des 45 galaxies les plus grandes et les moins inclinées. En utilisant les techniques de Transformation de Fourier Rapide, nous nous focalisons sur les modes des bras spiraux. Nous quantifions la force des barres et nous donnons les couples entre les étoiles nouvellement formées et la matière optique. Nous interprétons les diverses barres et morphologies Halpha observées en termes d'évolution séculaire subie par les galaxies isolées. La fréquence observée des modèles morphologiques particuliers apporte des contraintes sur la durée de vie des barres, et les temps de destruction associés. En utilisant des simulations numériques, l'essai d'adapter les distributions Halpha apporte des contraintes sur la loi de formation d'étoiles, qui est susceptible de différer d'une simple loi de Schmidt.

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Chamballu, Antoine. "Sondages d'amas de galaxies par effet Sunyaev-Zel'dovich : Corrélations et combinaison avec les observations X". Phd thesis, Université Paris-Diderot - Paris VII, 2007. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00201701.

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L'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ) est la distorsion du spectre du fond diffus cosmologique (CMB) due à la diffusion des photons du CMB sur les électrons du gaz intra-amas par effet Compton inverse. Bien qu'ayant été découvert à la fin de années 1960, cet effet commence tout juste à être utilisé : l'exploitation de nombreux instruments débute aujourd'hui ou en est sur le point conduisant ainsi à la réalisation de sondages d'amas plus importants que tout ce qui existe à l'heure actuelle. Cependant, l'utilisation des amas observés grâce à l'effet SZ en tant que sondes cosmologiques nécessite la combinaison de ces données avec les observations X. Afin d'estimer les capacités de différents instruments X et SZ et les caractéristiques des catalogues résultants de la combinaison de leurs données, j'ai constitué un modèle pour ces deux signaux, contraint par un grand nombre d'observations X. Il permet alors de simuler des programmes d'observation réalistes. A titre d'exemple d'applications réalisables avec ce modèle, j'ai d'une part comparé les propriétés des catalogues constitués avec les satellites Planck et ROSAT et, d'autre part, estimé les capacités du satellite XMM-Newton à faire un suivi des amas les plus chauds et distants parmi ceux découverts par Planck, i.e. les plus pertinents d'un
point de vue cosmologique.

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Korsaga, Marie. "Distribution of baryonic and dark matter in spiral and irregular nearby galaxies". Thesis, Aix-Marseille, 2018. http://www.theses.fr/2018AIXM0585/document.

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Ma thèse porte sur la distribution de la matière noire et ordinaire dans les galaxies spirales et irrégulières. Pour ce faire, j’ai modélisé la distribution de masse dans les galaxies en composantes multiples, baryoniques (disque et bulbe) et non baryonique (halo de matière noire). Dans la première partie, j’étudie la distribution de masse de 121 galaxies spirales et irrégulières en utilisant des courbes de rotation H$\alpha$ à haute résolution et des données photométriques dans l’infrarouge moyen W1 et W2 (3.4 et 4.6 $\mu$m) de WISE. Pour construire les modèles de masse, j’utilise le profil de densité pseudo-isotherme, uniforme dans le centre du halo des galaxies et le profil de densité cuspide Navarro-Frenk-White. Je permets aux rapports masse-sur-luminosité du disque et le cas échéant du bulbe de varier et je les fixe par la couleur (W1-W2). J’explore aussi l’hypothèse du disque maximal pour le modèle pseudo-isotherme. Je trouve que les relations entre les paramètres du halo de matière noire et la luminosité des galaxies dépendent de la présence de bulbe ou non dans les galaxies. Dans la seconde partie, une étude similaire est réalisée sur 100 galaxies utilisant des courbes de rotation H$\alpha$ et la photométrie en bande visible Rc. Le rapport masse-sur-luminosité est maintenant fixé par la couleur (B - V). J’ai comparé les résultats obtenus avec ceux de la photométrie W1 et trouvé des résultats similaires. Cependant, la dispersion dans les paramètres est plus petite, donc, la photométrie infrarouge devrait être préférée à l’optique. Dans la troisième partie, j’ai déterminé les modèles de masse de 31 galaxies en combinant les courbes de rotation H$\alpha$ et HI
My PhD research is focused on the dark and luminous matter distribution in spiral and irregular galaxies. To do this, I modeled the mass distribution in galaxies in multiple component, baryonics (disc and bulge) and non-baryonic (dark matter halo). In the first part, I study the mass distribution of 121 spirales and irregular galaxies using high quality H$\alpha$ rotation curves and the mid-infrared W1 and W2 (3.4 and 4.6 $\mu$m) of WISE photometry. To construct the mass models, I use the pseudo-isothermal core density profile and the Navarro-Frenk-White cuspy density profile. I allow the mass-to-light ratios of the disc and if necessary the bulge to vary and I keep them fixed by the colour (W1-W2). I also explore the maximum disc for the pseudo-isothermal model. I find that the relations between the dark matter parameters and the luminosity of galaxies depend on the presence of bulge or not in galaxies. In the second part, a similar study is made on 100 galaxies using H$\alpha$ rotation curves and the optical Rc-band photometry. The mass-to light ratios are now fixed by the (B - V) colour. I compared the results obtained with those using W1 photometry and found similar results. However the dispersion in the parameters is smaller, the infrared photometry should be preferred, when possible, to the optical one. In the third part, I determined the mass models of 31 galaxies by combining H$\alpha$ and HI rotation curves

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Drevet, Mulard Marie. "Comment les radio jets des trous noirs dans les centres des galaxies impactent la formation des étoiles de leur galaxie hôte ?" Electronic Thesis or Diss., Université Côte d'Azur, 2024. http://www.theses.fr/2024COAZ5031.

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Les jets radio des noyaux actifs de galaxies sont connus pour avoir un impact profond sur leur environnement. Les simulations suggèrent que le passage des jets radio à travers le disque de leurs galaxies hôtes pourrait injecter suffisamment d'énergie turbulente pour stabiliser le gaz et inhiber la formation d'étoiles. Les observations précédentes ont ciblé des jets associés aux galaxies elliptiques, ces dernières montrant un faible taux de formation d'étoiles, lequel pourrait aussi provenir de leur forme sphéroïdale, empêchant ainsi toute conclusion directe sur l'impact des jets uniquement. Ce travail effectue une analyse multi-longueur d'onde sur la galaxie spirale 2MASX J23453268-0449256, dont le décalage vers le rouge est de 0.0755, exempte de tels mécanismes. Cette rare et massive (M*= 4e11 Msolaire) galaxie spirale, est un candidat idéal pour étudier la rétroaction des jets. Elle possède des jets radio atteignant un Mpc, un anneau de gaz moléculaire large de plusieurs kpc (Mgas = 2e10 Msolaire) montrant des signes d'interactions avec les jets, et un taux de formation d'étoiles chutant de plusieurs ordres de grandeur en dessous de ce qui est attendu par la loi de Schmidt-Kennicutt.Pour étudier la rétroaction des jets sur les différentes phases du gaz moléculaire, nous bénéficions de données ALMA, NOEMA/IRAM et KMOS/VLT avec de nouvelles observations des raies 12CO(1-0), 12CO(3-2), 13CO(1-0), HCO+(1-0), HCN(1-0), HNC(1-0) and H2 1-0 S(3) ainsi que des images des radio-jet avec l'observatoire VLA. Malgré une cinématique dominée par la rotation, le gaz moléculaire présente une excitation modérée et montre des profils de raies complexes avec de multiples composantes, des largeurs de raies CO importantes dans la direction du jet, ainsi que des écoulements sortants et une large cavité centrale. De plus, la galaxie présente de hauts rapports entre l'énergie turbulente et l'énergie gravitationnelle ainsi qu'une forte pression interne dans les nuages, typique des galaxies avec de forts écoulements entraînés par les jets.En utilisant MUSE/VLT, nous avons examiné le continuum stellaire et les raies optiques les plus brillantes. Nous avons analysé les populations stellaires et l'histoire de formation des étoiles à l'échelle d'un kpc. L'analyse révèle que plus de 93 % de la masse stellaire s'est formée il y a plus de 10 milliards d'années au sein du disque. Les raies optiques sont principalement excitées par des chocs et par des étoiles plus anciennes,sauf pour 13 régions de formation d'étoiles, âgées de moins de 11 millions d'années. Ces régions évitent une région de fortes densités d'électrons et de H2, explorée respectivement par des rapports de raies optiques et Radex, un modèle de transfert radiatif. Dans ces régions, l'efficacité de formation d'étoile est normale. La galaxie présente peu de gaz dense, la plaçant au-dessus de la loi de formation d'étoiles pour le gaz dense.Les résultats suggèrent que la rétroaction des jets peut supprimer la formation d'étoiles en interférant avec la formation de noyaux de nuages moléculaires denses, entraînant une turbulence accrue et réduisant le taux de formation d'étoiles. L'impact des jets radio sur la galaxie peut persister au-delà de la phase d'interaction active, affectant les propriétés du gaz moléculaire de la galaxie et la formation d'étoiles sur des périodes prolongées. Dans l'ensemble, ces observations mettent en évidence l'interaction complexe entre l'activité des jets radio, la dynamique du gaz moléculaire et les processus de formation d'étoiles au sein des galaxies, fournissant un aperçu sur la manière dont la rétroaction des jets peut influencer l'évolution des galaxies et leurs caractéristiques observables
Radio-jets from active galactic nuclei have been found to profoundly impact their environment. Simulations have suggested that the passage of radio-jets through the disk of their host galaxies could inject enough turbulent energy to stabilize the gas against star formation. Previous observations have focused on jets hosted by early-type galaxies, showing globally low star formation rate, that could also originate from their spheroidal shape rather than the interactions with the radio jets alone. This work consists of a multi-wavelength analysis on the late-type galaxy 2MASX J23453268-0449256, at redshift 0.0755, free from such mechanisms. This rare, massive (MM*= 4e11 Msun) spiral galaxy, is an ideal candidate to study jet feedback, with its pairs of Mpc scale radio-jets, a kpc-wide molecular gas ring (Mgas = 2e10 Msun) showing signs of jet interactions, and a star formation rate several orders of magnitude lower than expected by the Schmidt-Kennicutt law.To investigate the impact of the jet feedback on the different phases of the molecular gas, we utilise data from ALMA, NOEMA/IRAM and KMOS/VLT with new 12CO(1-0), 12CO(3-2), 13CO(1-0), HCO+(1-0), HCN(1-0), HNC(1-0) and H2 1-0 S(3) observations as well as JVLA and GMRT radio imaging of the radio-jets. Despite being rotation-dominated and not highly excited, the molecular gas shows complex line profiles with multiple components and broad CO line widths along the direction of the radio jet, as well as outflows and a wide central cavity likely produced by the jets. In addition, the galaxy presents enhanced ratios of turbulent to gravitational binding energy and high internal cloud pressure, characteristic of galaxies with strong jet-driven outflows.We have examined the stellar continuum and bright optical line emissions with MUSE/VLT, and constrained the stellar populations and the star formation history down to 1 kpc. The analysis reveals that more than 93 % of the stellar mass formed 10 billion years ago, even within the disk. Optical line emission is mostly excited by shocks and older stellar populations, with the exception of 13 young star-forming regions, younger than 11 million years. A region of comparably high electron and H2 densities, probed respectively by optical line ratios and Radex, a non-LTE radiative transfer package, is avoided by the star forming regions. In these regions, the star formation proceeds at normal efficiencies.The galaxy exhibits faint dense gas tracers, placing it above the dense gas star formation law.The findings suggest that jet feedback can suppress star formation by interfering with the formation of dense molecular cloud cores, leading to enhanced turbulence and reduced star formation rates. The impact of radio jets on the galaxy can persist beyond the active interaction phase, affecting the galaxy's molecular gas properties and star formation over extended periods. Overall, these observations highlight the complex interplay between radio jet activity, molecular gas dynamics, and star formation processes within galaxies, providing insights into how jet feedback can influence the evolution of galaxies and their observable characteristics

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Mahler, Guillaume. "Modélisation précise d’amas de galaxies massifs observés par Hubble et MUSE". Thesis, Lyon, 2017. http://www.theses.fr/2017LYSE1198/document.

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Les amas de galaxies sont des structures massives composées à plus de 80% de matière noire. Leur coeur peut atteindre une densité de masse critique qui en déformant l'espace-temps fait converger les rayons lumineux vers l'observateur. Grâce à des relevés photométriques profonds de l'amas Abell 2744, de nombreux systèmes multiples ont été découverts. Identifier ces systèmes reste un défi, j'ai donc développé une méthode robuste basée sur les propriétés photométriques conservées par l'effet de lentille gravitationnelle qui permet de les détecter automatiquement. Le meilleur moyen de prouver que des images proviennent de la même galaxie reste la mesure de leur distance(redshifts) grâce à leur spectre. En analysant les données collectées par le spectrographe à intégrale de champ MUSE j'ai mesuré un grand nombre de sources (514) dont 83 d'entre elles sont des images multiples. Bénéficiant de cette large couverture spectrale, j'ai créé un modèle paramétrique de masse parmi les plus contraints à ce jour. La sensibilité atteinte par le modèle permet de sonder l'influence de structures périphériques (jusqu'à une distance de 700kpc), révélant ainsi des erreurs systématiques sur la mesure de la masse due à la paramétrisation du modèle (6%). Comparé aux précédentes études, on voit une diminution de 10% de la masse dans un rayon 100 kpc montrant ainsi en partie le gain offert par la spectroscopie. Ce gain, bien que négligeable sur la mesure de l'amplification, s'est avéré pouvoir contraindre la balance en masse entre les différentes composantes de notre modèle, dépassant par endroits 2 fois l'incertitude statistique
Clusters of galaxies are large and massive structures containing more than 80% of dark matter. In the cluster core, the mass density can reach a critical threshold making the curvature of space-time large enough to bend light path and then allow multiple convergence of images from the same sources to appear on the observer field of view. Thanks to deep photometric coverage of Abell 2744, a lot of multiply-imaged systems were discovered. Nevertheless, finding them remain a challenge and based on the preserved photometric properties by lensing, I developed a robust method to automatically find them. However, measuring the redshifts for each multiple images remains the best way to surely associate them. The deep coverage of the integral field spectrograph MUSE allowed me to identify a large number of sources ( 514 ) among them 83 were multiple images. Thanks to this large spectroscopic coverage, I built one of the most constrained parametric mass model for lensing cluster to date. The sensitivity raised by this model allow me to probe the influence of outskirts substructures ( at 700 kpc distance ), revealing systematic sources of uncertainties related to the mass model parametrisation ( 6% ). Compared to previous studies, I notice a 10% lower mass in the center ( within 100kpc ) showing one of the benefit of large spectroscopic constraints. This benefit, is smaller on the amplification estimation but shows a significant discrepancy between different mass counterparts in the models, up to 2 times the statistical uncertainties

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Solovyeva, Lilia. "Etude de la dynamique du plasma chaud (MIA) dans les amas de galaxies à partir des données XMM-Newton et des simulations numériques". Paris 7, 2008. http://www.theses.fr/2008PA077166.

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Les amas des galaxies sont les plus grandes structures de l'Univers et ces objets sont très intéressants à étudier pour tester la cosmologie. De nos jours, avec la capacité des instruments ( XMM-Newton, Chandra) et les simulations numériques, nous pouvons étudier l'état dynamique du gaz dans les amas pendant leur formation. De plus, on peut étudier la dynamique des amas par une approche multi longueur d'onde (optique, radio, rayons X). Cette étude aide à la compréhension des processus physiques dans les amas. Dans notre travail, nous nous sommes concentrés sur l'étude des amas autour de la fusion majeure, nous avons utilisé les données en rayons X comme principal indicateur de l'état dynamique du gaz et, avec l'aide de simulations numériques et les données optiques, nous avons fait une analyse complète en proposant une géométrie possible de fusion. Nous avons effectué ces analyses X détaillées sur deux amas (CL0016+16 et A548b) présentant des signes de fusion et nous avons étudié en détail un amas issu d'une simulation cosmologique (Cluster 6) autour de sa dernière fusion majeure.
Cluster of galaxies are the largest and youngest objects in the Universe and these objects are very interesting for study the cosmology. In this moment with the capacity of the instruments (XMM-Newton, Chandra) and with numerical simulations it is possible to study the dynamical state of gas in the cluster during their formation. And plus, now, we have the possibility to study the cluster in different wavelengths (optics, radio, X-ray). Our study helps us to understand the physics processes in clusters. In our work we studied the galaxy cluster around the maximum core collapse. We used the X-ray data, how the first indicators of dynamical state of gas. After with the help of numerical simulation and optics data we performed the completed analyse with the proposition of merger scenario possible. We performed the detailed analysis of two clusters (CL0016+16 and A548b), these clusters presents the signature of major merger and also we studied the cluster from numerical simulation (Cluster 6) around the major merger

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Tesis sobre el tema "Astrophysique : galaxies"

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