Tesis: "Galaxie : dynamique"

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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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Chemin, Laurent. "Cinématique et dynamique de galaxies spirales". Paris 6, 2003. http://www.theses.fr/2003PA066052.

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Nieuwmunster, Niels. "Les systèmes les plus denses de l'Univers : le disque nucléaire". Electronic Thesis or Diss., Université Côte d'Azur, 2024. http://www.theses.fr/2024COAZ5041.

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Resumen

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

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SEGUIN, PATRICK. "Accretion d'un satellite par une galaxie elliptique massive : friction dynamique". Paris 7, 1994. http://www.theses.fr/1994PA077187.

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Resumen

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

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Leca, Jérôme. "Cinématique et dynamique galactiques". Thesis, Strasbourg, 2019. http://www.theses.fr/2019STRAE003/document.

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Resumen

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

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Brière, Élaine. "Étude des régions HII dans la galaxie spirale barrée NGC5430". Thesis, Université Laval, 2010. http://www.theses.ulaval.ca/2010/26862/26862.pdf.

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Vallejo, Olivier. "Etude approfondie de la galaxie spirale de type floculent NGC 4414. Dynamique, milieu interstellaire et formation d'étoiles". Phd thesis, Université Sciences et Technologies - Bordeaux I, 2003. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00002865.

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Resumen

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

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Vallejo, Olivier. "Étude approfondie de la galaxie spirale de type floculent NGC 4414 : dynamique, milieu interstellaire et formation d'étoiles". Bordeaux 1, 2003. http://www.theses.fr/2003BOR12660.

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Resumen

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

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Cuisinier, François. "Contribution a l'etude chimique et dynamique de la galaxie par des objets ages : etoiles naines et nebuleuses planetaires". Université Louis Pasteur (Strasbourg) (1971-2008), 1994. http://www.theses.fr/1994STR13187.

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Resumen

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

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Faure, Carole. "Simulations des effets des bras spiraux sur la dynamique stellaire dans la Voie Lactée". Thesis, Strasbourg, 2014. http://www.theses.fr/2014STRAE030/document.

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Resumen

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

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Thomas, Guillaume. "Tests de la matière noire et de gravitations alternatives avec les courants de marée stellaires de la Voie Lactée". Thesis, Strasbourg, 2017. http://www.theses.fr/2017STRAE030.

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Resumen

Durant cette thèse, nous avons exploré l'impact qu'engendre une modification de la gravitation sur les courants de marée. Nous avons effectuer les premières simulations N-corps de la formation d'un courant de marée galactique dans le paradigme MOND. Nous avons comparer les résultats ainsi obtenus aux prédictions du modèle standard de la cosmologie, ΛCMD, dans le but de trouver des différences entres-elles qui pourraient être observables. Nous avons remarqué que la brisure du principe d'équivalence fort engendrée une telle modification de la gravitation conduisait les amas globulaires à avoir une morphologie ovoïdale, contrairement à la dynamique Newtonienne où ceux-ci sont elliptiques. Cette morphologie des amas génère également une asymétrie de longueur et de nombre entre les deux bras d'un courant de marée similaire à celle observée récemment dans le courant de Palomar 5
During this thesis, we explored the impact of a modification of the gravitation on the tidal streams. We made the first N-body simulations of the formation of a galactic tidal stream in the MOND paradigm. We compared the results obtained with the predictions of the standard model of the cosmology, ΛCMD, with the aim of finding differences between them that can be observed. We have noticed that the break of the strong equivalence principle generated by a such modification of the gravitation led to a lopsided morphology of the globular clusters, contrary to their elliptical shape in Newtonian dynamics. This morphology of the cluster also generates an asymmetry of length and of number between the two arms of a tidal stream similar to that observed recently in the Palomar 5 stream

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Renaud, Florent. "Dynamics of the Tidal Fields and Formation of Star Clusters in Galaxy Mergers". Phd thesis, Université de Strasbourg, 2010. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00508301.

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Resumen

Dans les galaxies en interaction, de colossales forces de marée perturbent la morphologie des progéniteurs pour engendrer les longs bras d'étoiles, gaz et poussières que l'on observe parfois. En plus de leur effet destructeur, les forces de marée peuvent, dans certain cas, se placer dans une configuration protectrice appelée mode compressif. De tels modes protègent alors la matière en leur sein, en augmentant son énergie de liaison. Cette thèse se concentre sur l'étude de ce régime peu connu en quantifiant ses propriétés grâce à des outils numériques et analytiques appliqués à un spectaculaire système de galaxies en fusion, communément appelé les Antennes. Des simulations N-corps de cette paire de galaxies montrent la présence de modes compressifs dans les régions où les observations révèlent un sursaut de formation stellaire. De plus, les temps et énergies caractéristiques de ces modes correspondent à ceux de la formation de sous-structures autogravitantes telles que des amas stellaires et des naines de marée. Des comparaisons avec les taux de formation stellaire dérivés de simulations hydrodynamiques confirment la corrélation entre les positions des modes compressifs et les sites où la formation des étoiles est certainement amplifiée. Mis bout-à-bout, ces résultats suggèrent que les modes compressifs des champs de marée jouent un role important dans la formation et l'évolution des jeunes amas, au moins d'un point de vue statistique, sur une échelle de temps de l'ordre de dix millions d'années. Des résultats préliminaires de simulations d'associations stellaires soulignent l'importance de plonger les amas dans leur environnement galactique en évolution, pour tenir compte précisément de leur morphologie et évolution interne. Ces conclusions ont été étendues à de nombreuses configurations d'interaction et restent robustes aux variations des principaux paramètres caractérisant les paires de galaxies. Nous notons cependant une nette anti-corrélation entre l'importance du mode compressif et la distance entre ces galaxies. De nouvelles études incluant les aspects hydrodynamiques sont maintenant en cours et aideront à préciser le rôle exact du mode compressif dans la formation et la survie des amas d'étoiles. Les premières comparaisons avec de telles simulations suggèrent que les modes compressifs agissent en tant que catalyseurs ou amorces de la formation stellaire.

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Veltz, Lionel. "Formation du disque de la Voie Lactée". Phd thesis, Université Louis Pasteur - Strasbourg I, 2007. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00222104.

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Resumen

Cette thèse étudie la cinématique du disque de la galaxie en vue de contraindre les modèles de sa formation. Elle se place dans le cadre du projet RAVE qui a pour but de faire des mesures spectroscopiques de vitesses radiales et de paramètres stellaires d'un million d'étoiles de l'hémisphère céleste Sud. Pour déterminer les caractéristiques cinématiques du disque, deux méthodes ont été utilisées l'inversion directe des comptages d'étoiles en fonction de la distance et de la vitesse et la modélisation cinématique du disque de la galaxie. Pour l'inversion, la distance photométrique des étoiles a été déterminée à partir de leur magnitude apparente, en faisant une sélection en couleur judicieuse. Les mouvements propres ont ensuite été transformés en vitesse. La méthode d'inversion directe a permis d'obtenir une décomposition cinématique du disque qui présente une nette séparation entre le disque mince et le disque épais. Cependant, cette méthode présente un certain nombre de biais. Le modèle cinématique combine les comptages en magnitude obtenus à partir du catalogue 2MASS avec les mesures de mouvements propres du catalogue UCAC2 et de vitesses radiales de RAVE. Ce modèle est un modèle auto-cohérent qui relie la densité d'étoiles aux dispersions de vitesse via le potentiel gravitationnel. La décomposition cinématique du disque galactique obtenu grâce au modèle montre clairement trois composantes : une première composante (disque mince) avec des dispersions de vitesses verticales compris entre 10 et 25 km.s−1, une deuxième (disque épais) avec des dispersions de [30−45] km.s−1 et une troisième (disque épais sousmétallique ou halo) avec une dispersion de 65 km.s−1. Les deux méthodes donnent une décomposition cinématique qui montre la même séparation cinématique entre les disques mince et épais. En conséquence, les scénarios qui envisagent la possibilité d'un disque mince initial qui aurait été « chauffé »par des nuages moléculaires ou par les bras spiraux sont exclus par ces résultats. D'autres mécanismes de formation du disque épais comme l'accrétion progressive d'étoiles venant de galaxies satellites ou le chauffage voire la création d'étoiles au moment de la rencontre entre une galaxie satellite importante et notre galaxie restent possibles.

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SYGNET, J.-FRANCOIS. "Dynamique des galaxies spirales". Paris 7, 1989. http://www.theses.fr/1989PA077118.

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Etude de la dynamique de la composante stellaire des galaxies discoidales et des mecanismes d'instabilites a la base de la formation et de l'evolution des spirales et des barres en utilisant le concept spiral de densite considere comme le principal responsable de leur structure observee. On montre comment un traitement precis des equations fluides et de leur fermeture permet d'obtenir une relation de dispersion exacte pour les ondes spirales. Des simulations numeriques d'un modele de galaxie realiste sont ensuite etudiees. Un des problemes principaux de la theorie des ondes de densite est ensuite aborde: l'utilisation de methodes wkb qui interdit la description des spirales ouvertes et celle des spirales barrees

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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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Epinat, Benoît. "Des galaxies proches aux galaxies lointaines : études cinématique et dynamique". Aix-Marseille 1, 2008. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00413769v3.

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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 Ha (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
Kinematical studies of low and high redshift galaxies enables to probe galaxy formation and evolution scenarios. Integral field spectroscopy is a powerful tool to study with accuracy nearby galaxies kinematics. Recent observations also gives a new 2D vision of high redshift galaxies kinematics. This work mostly relies on the kinematical sample of galaxies GHASP. This control sample, composed of 203 local spiral and irregular galaxies in low density environments observed with Fabry-Perot techniques in the Ha line (6563 Å), is by now the largest sample of Fabry-Perot data. After a revue on Fabry-Perot interferometry and a presentation of new data reduction procedures, my implications on both 3D-NTT Fabry-Perot instrument and the wide field spectrograph project (WFSpec) for galaxy evolution study with the european ELT are developed. The second section is dedicated to GHASP data. This sample have been fully reduced and analysed using new methods. The kinematical analysis of 2D kinematical maps has been undertaken with the study of the dark matter distribution, the rotation curves shape, bar signatures and the ionized gas velocity dispersion. In a third section, this local reference sample is used as a zero point for high redshift galaxies kinematical studies. The GHASP sample is projected at high redshift (z = 1. 7) in order to disentangle evolution effects from distance biases in high redshift galaxies kinematical data observed with SINFONI, OSIRIS and GIRAFFE. The kinematical analysis of new SINFONI high redshift observations is also presented and high redshift data found in the literature are compared with GHASP projected sample, suggesting some evolution of the galaxy dynamical support within the ages

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Hernandez, Olivier. "Cinématique et dynamique des galaxies spirales barrées". Thèse, Aix-Marseille 1, 2004. http://hdl.handle.net/1866/17336.

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Prugniel, Philippe. "Galaxies en interaction et evolution dynamique des galaxies elliptiques de faible masse". Toulouse 3, 1989. http://www.theses.fr/1989TOU30044.

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Discussion de l'evolution des galaxies a partir d'observations et d'experiences numeriques. Un systeme de traitement d'image qui integre de nouvelles methodes d'analyse de donnees est developpe. Le role des rencontres gravitationnelles entre galaxies est envisage comme moteur de l'evolution morphologique et dynamique des galaxies elliptiques

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Tiret, Olivier. "Dynamique des galaxies : gravité newtonienne & gravité modifiée". Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 2008. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00335993.

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Resumen

La dynamique des systèmes gravitationnels s'appuie traditionnellement sur la physique de Newton. Appliquée à l'échelle des galaxies, la gravitation newtonienne impose l'existence d'une certaine matière, actuellement invisible : la matière noire. Si ce modèle ($\Lambda$ Cold Dark Matter) rencontre des succès à grande échelle, des difficultés apparaissent à l'échelle des galaxies. Dans ma thèse, j'explore par des simulations numériques une alternative de la gravitation newtonienne : MOND (Modified Newtonian Dynamics), où la loi newtonienne de la gravité est modifiée selon une échelle d'accélération, sans l'intervention de la matière noire.
Cette expression de la gravitation est non-linéaire et impose une méthode différente de celle utilisée dans les systèmes avec matière noire. J'ai écrit un code permettant la résolution des deux modèles de gravité, ce qui a permis de les comparer. J'ai testé ainsi l'évolution de galaxies spirales isolées puis en interaction. Ces simulations modélisent aussi la dissipation du gaz froid et la formation d'étoiles. Celles-ci ont montré que les galaxies sont moins stables en gravitation modifiée qu'en gravitation newtonienne, elles forment des barres plus rapidement. Ces simulations ont aussi révélé des différences importantes sur les transferts de moment angulaire lors des formations des barres et sur les effets de friction dynamique qui ralentissent les barres. Ce travail a permis de réaliser, pour la première fois en gravité modifiée, des simulations de galaxies en interaction du type des Antennes. Là encore, les effets de friction dynamique ont un rôle majeur sur la durée du temps de fusion, plus long en gravitation modifiée. Ceci ouvre des horizons vers des simulations cosmologiques qui pourraient valoriser un modèle en analysant la formation hiérarchique des structures à partir des fluctuations de densité primordiales. Par ailleurs, la modélisation de la cinématique des galaxies (naines, spirales et elliptiques) est aussi approfondie. En particulier, l'analyse des courbes de rotation des galaxies spirales montre que celles-ci peuvent contenir un composant de gaz moléculaire froid deux fois plus massif que le composant atomique.

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Gerin, Maryvonne. "Nuages moleculaires et dynamique des galaxies en interaction". Paris 7, 1988. http://www.theses.fr/1988PA077226.

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Resumen

Je me suis interessee au milieu interstellaire, sa composition chimique, la structure des regions de formations d'etoiles ainsi qu'a la dynamique des galaxies en interaction. La premiere partie regroupe des articles relatant la detection de nouvelles especes interstellaires dans des nuages moleculaires. La connaissance de la composition chimique du gaz moleculaire, c'est-a-dire l'abondance des molecules, des radicaux et des ions, et le degre de fractionnement isotopique des especes les plus abondantes, apporte de precieux renseignements sur les conditions physiques du gaz, et les mecanismes de formation de ces especes. Les articles rassembles dans la deuxieme partie abordent le probleme de la formation d'etoiles dans les nuages moleculaires. A petite echelle, nous avons etabli qu'il existait un lien entre la structure des condensations de gaz dense a l'interieur des nuages moleculaires, et le type d'etoiles susceptibles de se former dans ces conditions. A grande echelle, l'etude de galaxies spirales autres que la voie lactee permet de comprendre les mecanismes globaux de formation d'etoiles. Dans le cas de la galaxie spirale barree ngc1097, nous avons detecte une forte condensation de gaz moleculaire, associee a un anneau de regions hii ou le taux de formation d'etoiles est tres eleve. Enfin, nous avons etudie les modifications de structure causees a une galaxie spirale par des perturbations de maree, au moyen de simulations numeriques. Ces calculs montrent l'importance des interactions entre galaxie sur la structure du disque stellaire ; en particulier les rencontres facilitent la formation d'une onde barree dans un disque d'etoiles. Ce changement du potentiel modifie le comportement du gaz dans la galaxie. Le taux de collision des nuages augmente, ce qui explique egalement l'activite accrue de formation d'etoiles de certaines galaxies en interaction

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Gerin, Maryvonne. "Nuages moléculaires et dynamique des galaxies en interaction". Grenoble 2 : ANRT, 1988. http://catalogue.bnf.fr/ark:/12148/cb37617878d.

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Magni, Stefano. "Astrophysical aspects of dark matter direct detection". Thesis, Montpellier, 2015. http://www.theses.fr/2015MONTS137/document.

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Resumen

Cette thèse traite des aspects astrophysiques de la détection directe (DD) de matière noire sous forme de WIMPs. On se concentre sur les contraintes observationnelles des quantités astrophysiques qui influent sur l'interprétation des résultats expérimentaux de DD.On revoit tout d'abord le formalisme de la DD et on résume les résultats expérimentaux les plus importants ainsi que les méthodes statistiques généralement utilisés pour interpréter les données. On reproduit ensuite les limites expérimentales sur la section efficace spin-indépendante. On résume l'ensemble des hypothèses astrophysiques couramment utilisées dans le modèle de halo standard et on décrit l'influence de ses paramètres sur les limites.Pour inscrire la DD dans un cadre plus général, on résume les concepts les plus importants de la dynamique Galactique. En particulier, on revoit comment modéliser la Galaxie avec des modèles de masse, tout en soulignant les relations entre les différentes quantités astrophysiques. On décrit des procédures qui permettent d'obtenir des distributions dans l'espace des phases de la matière noire qui soient consistantes avec un profil de matière noire et un potentiel Galactique donné. La plus simple procédure étant basée sur l'équation d'Eddington, on discute ses limites d'applicabilité. On revoit dans les détails la littérature récente concernant les déterminations et les incertitudes des quantités astrophysiques liées à la DD et des paramètres Galactiques fondamentaux.Dans la dernière partie de la thèse on s'intéresse aux estimations récentes de la vitesse d'échappement publiées par la collaboration RAVE. On étudie dans les détails les implications de ces résultats sur les expériences de DD. Pour cela on prends en compte les corrélations entre les quantités astrophysiques importantes pour la DD, et en assumant le modèles de masse de RAVE on calcule la distribution de matière noire dans l'espace des phases avec l'équation d'Eddington. Du fait des valeurs plus élevés de la densité locale de matière noire, cette procédure conduit à des limites plus contraignantes par rapport a celles standards
This thesis deals with the astrophysical aspects of the direct detection of WIMP dark matter (DMDD). In particular, it focuses on the observational constraints on the astrophysical quantities relevant for DMDD, which impact on the interpretation of the experimental results.We review the formalism of DMDD and we summarize some of the main experimental results in this domain and the statistical methods usually employed to interpret the data, reproducing the associated constraints on the parameter space relevant for spin-independent WIMP-nucleon interaction. We summarize the set of astrophysical assumptions usually employed, the Standard Halo Model, and we point out the impact of variations in its parameters on such limits.We outline the main concepts of the dynamics of our galaxy that allow to put the astrophysics related to DMDD in a wider framework. In particular, we review the description of the Galaxy through Milky Way mass models (MWMM), pointing out how the astrophysical quantities are related. We describe some procedures to obtain dark matter phase-space distributions consistent with given dark matter profile and Galactic potential, the simplest being Eddington equation, of which we discuss the limits of applicability. We review in detail the recent literature on the main determinations and uncertainties of the astrophysical quantities relevant for DMDD and of the fundamental Galactic parameters.In the most original part of this thesis we focus on the recent estimates of the local Galactic escape speed published by the RAVE collaboration. We study in detail the implications of these results for the spin-independent interpretation of DMDD experiments. We take into account the correlations between the astrophysical quantities relevant for DMDD calculations, and from the assumed MWMM we compute the dark matter phase-space distribution using Eddington equation, which provides a self-consistent physical connection between the two. This procedure leads to more constraining exclusion curves with respect to the standard ones, due to higher values of the local dark matter density

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Copin, Yannick. "Dynamique des galaxies de type précoce:observations 3D et modélisations". Phd thesis, Ecole normale supérieure de lyon - ENS LYON, 2000. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00001338.

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Les réponses aux questions clés concernant les scénarii de formation et d'évolution des galaxies demandent une étude approfondie de la morphologie, de la cinématique et des populations stellaires le long de la séquence de Hubble, étude à laquelle la spectrographie intégrale de champ (SIC) peut grandement bénéficier. L'objet de cette thèse est l'étude de la dynamique des galaxies de type précoce, plus particulièrement abordée sous l'angle de la SIC.

Dans un premier temps, je présente le projet international SAURON, visant à observer un échantillon de ~80 galaxies de type précoce à l'aide d'un spectrographe intégral grand champ dédié. Je décris en particulier le processus spécifique de réduction des cubes de données issues de ce type d'instrument, ainsi que les méthodes mises en oeuvre pour extraire la distribution des vitesses le long de la ligne de vue.

Plusieurs exemples d'apport de la SIC à l'étude de la dynamique des galaxies sont alors présentés. à haute résolution spatiale (0''5), l'observation du noyau double de M31 avec OASIS révèle toute sa complexité morphologique et cinématique. à plus grande échelle (30 x 40 arcsec2), les premiers résultats SAURON permettent d'appliquer une nouvelle caractérisation possible de la cinématique des galaxies à partir de l'étude de leur champ de vitesses bidimensionnel. Enfin, je présente des éléments de modélisation dynamique de Schwarzschild de la galaxie NGC 3377, basée sur les observations totalement complémentaires OASIS et SAURON.

La dernière partie de cette thèse concerne l'orbite, élément clé de la dynamique galactique, dont la détermination précise des propriétés dynamiques reste l'une des principales pierres d'achoppement dans l'application de la méthode de Schwarzschild. Pour remédier à cette faiblesse, nous avons développé un outil d'analyse des orbites régulières, passant par la reconstruction semi-analytique du tore orbital à l'aide des concepts de la dynamique spectrale.

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Boone, Frédéric. "Configurations des interféromètres : dynamique des noyaux actifs de galaxies". Paris 6, 2002. http://www.theses.fr/2002PA066046.

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Wozniak, Hervé. "Morphologie et dynamique des galaxies barres de type precoce". Paris 7, 1991. http://www.theses.fr/1991PA077270.

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Les barres stellaires visibles dans plus d'un tiers des galaxies a disque posent de nombreux problemes, notamment concernant leur structure dynamique. Leurs proprietes globales, telles que leur luminosite, leur masse, etc. , sont tres mal connues ce qui gene considerablement la construction de modeles dynamiques realistes et auto-consistants. Nous avons donc porte notre effort sur des galaxies barrees de type precoce (classees sbo) de facon a n'etudier que des barres debarrassees de structures accompagnatrices tels les bras spiraux, les bandes de poussieres, etc. La relative simplicite de ces objets (bulbe, barre, disque) n'empeche en rien une grande variete morphologique. Aussi, nous avons construit un echantillon contenant 17 galaxies de type sbo parmi un ensemble d'une trentaine de galaxies observees au 60 cm d'hawaii par m. J. Pierce (d. A. O. ), au 1. 54 m danois de l'eso par a. Bosma (observatoire de marseille) et au 120 cm de l'ohp par nous-meme. Dans un premier temps, nous avons etudie la morphologie des barres. Les isophotes des barres ayant un aspect plus rectangulaire qu'elliptique, nous avons cherche a caracteriser de maniere objective l'ecart entre l'isophote reelle et l'ellipse qu'on lui ajuste. Pour cela, un parametre de forme (c) a ete introduit dans l'equation de l'ellipse afin d'ajuster des formes allant du losange (c tendant vers 1) au rectangle (c tendant vers l'infini) en passant par l'ellipse (c egale 2). Il a ete ainsi montre que le parametre de forme atteint un maximum pres de la fin de la barre, ce maximum valant pour notre echantillon entre 2,5 et 5,5. Apres soustraction du bulbe, l'excentricite de la barre decroit avec le rayon. Sur un cinquieme de la longueur de la barre, l'excentricite peut decroitre de 0,7-0,9 a 0,5 vers la fin de la barre. Des resultats similaires ont ete obtenus sur des barres issues de simulations numeriques. Ces ecarts a l'ellipticite presents dans la distribution de masse doivent evidemment avoir des repercussions sur la dynamique interne des etoiles et du gaz de la barre. Toutefois, jusqu'a present, aucun modele n'a serieusement pris en compte l'aspect reel des barres, adoptant generalement une distribution elliptique de masse (notamment les ellipsoides de ferrers) ou une expression du potentiel ne contenant qu'une perturbation de symetrie d'ordre 2. Aussi, plutot qu'introduire arbitrairement une composante quadrupolaire ou d'ordre superieure dans le potentiel, nous avons choisi de mesurer directement les composantes de fourier du potentiel sur des images corrigees de l'inclinaison sur le plan du ciel. Dans la mesure ou, selon differents arguments independants, les barres semblent etre des structures de faible epaisseur, il suffit de resoudre l'equation de poisson dans le plan de l'image. Le rapport masse-luminosite est suppose constant dans le bulbe et la barre, ce qui est compatible avec nos mesures de gradient d'indice de couleur. Les potentiels ainsi calcules ont permis de mettre en evidence certaines lacunes des modeles traditionnels. On retrouve evidemment le fait que les modeles ne prennent pas en compte la rectangularite de la distribution de masse. D'autre part, il apparait que la variation de l'excentricite de la barre joue un role tres important qui ne peut etre entierement reproduit par des modeles a excentricite constante. Par exemple, nous avons essaye d'ajuster par une methode de moindres carres le potentiel d'un ellipsoide de ferrers a celui calcule pour ngc 936. Il s'avere qu'il est impossible d'ajuster les composantes m=2 et m=4 avec un seul et meme modele. Le potentiel de l'une des galaxies de l'echantillon (ngc 936) a ete etudie plus en detail. Les equations du mouvement ont ete integrees afin de trouver les familles d'orbites periodiques et de construire des diagrammes caracteristiques. La serie de fourier du potentiel a ete tronquee afin d'etudier les changements qu'introduisent chacune des composantes. Ainsi, trois configurations de potentiel ont ete utilisees: un potentiel compose uniquement de la partie axisymetrique (m=0), l'ajout de la composante m=2 et enfin, l'addition de la composante m=4. Les diagrammes caracteristiques ont ete completes par des surfaces de sections calculees dans les memes configurations afin d'evaluer l'importance des regions de l'espace des phases occupees par les orbites piegees, semi-ergodiques ou ergodiques. Les orbites periodiques calculees montrent que ni celles de la famille x1, ni celles de la famille 4/1, deux familles sur lesquelles on peut construire la forme rectangulaire de la densite de masse dans les modeles traditionnels, ne peuvent, dans notre cas, contribuer au squelette de la barre. En effet, ces orbites sont generalement instables ou n'ont pas la bonne geometrie. Aussi, afin de reproduire la forme rectangulaire, il semble necessaire d'invoquer soit la superposition d'orbites asymetriques de la famille 3/1, soit des orbites semi-ergodiques confinees par un cantori autour de la x1, soit des or

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Emsellem, Eric. "Dynamique stellaire des noyaux de galaxies : observations et modelisation". Paris 7, 1994. http://www.theses.fr/1994PA077028.

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De tres nombreuses etudes portent sur les regions centrales de galaxies, celles-ci contenant probablement des indices importants sur les processus de formation et d'evolution des galaxies. Les donnees photometriques et spectroscopiques montrent en effet que les noyaux de galaxies sont des structures extremement complexes, impliquant des phenomenes tels que: triaxialite, anisotropie, entites decouplees, asymetries, afin de comprendre la nature de ces composantes centrales, nous devons reconstruire leur fonction de distribution (de 6n variables pour n etoiles). Dans ce cadre, les integrales du mouvement peuvent etre utilisees pour exprimer de facon simple la fonction de distribution. Cependant, il est impossible de retrouver une telle fonction a partir des seules observables, probleme inverse connu comme etant mal pose. Nous devons donc restreindre notre champ d'investigation a des systemes stellaires simples, ou par des methodes de regularisation. L'analyse orbitale et les simulations n corps qui traitent le probleme de maniere autoconsistante, sont brievement discutees. L'hydrodynamique stellaire est aussi un outil extremement utile, car ses equations introduisent naturellement les moments de la fonction de distribution correspondant a des observables. L'etude des noyaux de galaxies necessite bien sur des donnees a haute resolution spatiale ainsi qu'une couverture bidimensionnelle. Nous avons donc entrepris un programme d'observation a l'aide de la camera haute resolution hrcam et du spectrographe integral de champ tiger. Les techniques de depouillement associees a ces instruments sont decrites, ainsi qu'une methode adaptative originale permettant de construire des modeles photometriques et dynamiques realistes des galaxies. Les resultats des observations de trois galaxies sont presentes: m 32, m 31 et m 104. Leurs regions centrales presentent des structures tres complexes incluant des entites decouplees, de la triaxialite, de l'anisotropie, des simulations n corps, qui montrent l'existence d'un mode stable de type m = 1 sont finalement brievement discutees

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Guennou, Loic. "Les amas DAFT/FADAS : Evolution et cosmologie". Thesis, Aix-Marseille, 2012. http://www.theses.fr/2012AIXM4762/document.

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Je présente dans cette thèse les résultats obtenus à partir de la collaboration Franco Américaine appelée le Dark energy American French Team/ French American DArk energy Team (DAFT/FADA). Le but de la collaboration DAFT/FADA est de mener à bien un sondage sur la tomographie par lentilles faibles de riches amas de galaxies compris entre les redshifts z=0.4 et z=0.9. Contrairement aux autres méthodes comme les supernovae ou les comptages d'amas de galaxies, la tomographie par lentilles faibles est purement basée sur la géométrie et ne dépend pas de la connaissance sur la physique des objets utilisés comme indicateurs de distance. De plus, la raison pour analyser les observations dans la direction des amas est que le signal de cisaillement est augmenté d'un facteur 10 par rapport aux galaxies de champs. Notre travail contiendra les résultats de 91 riches amas de galaxies provenant du HST combiné avec le travail sur des données sol pour obtenir des redshifts photométriques. Cette combinaison de redshifts photométriques et de tomographie avec lentilles minces nous permettra de contraindre les équations d'état avec l'énergie noire, ainsi que l'évolution des propriétés des amas avec le redshift. C'est dans ce cadre que, durant ma thèse, j'ai étudié le comportement et des composants des amas DAFT/FADAS eux-mêmes. Cela s'est traduit par une étude de la lumière diffuse contenue dans 10 amas ainsi qu'une étude dynamique sur une gamme de redshifts allant de z=0.4 _a z=0.8
I present in this thesis the results obtained from the American French collaboration called the Dark energy American French Team/French American DArk energy Team (DAFT/FADA). The goal of the DAFT/FADA collaboration is to carry out a weak lensing tomography survey of z = 0.4-0.9 rich clusters of galaxies. Unlike supernovae or other methods such as cluster of galaxy counts, weak lensing tomography is purely based on geometry and does not depend on knowledge of the physics of the objects used as distance indicators. In addition, the reason for analyzing observations in the direction of clusters is that the shear signal is enhanced by about 10 over the feld. Our work will contain results obtained on 91 rich clusters from the HST archive combined with ground based work to obtain photo-zs. This combination of photo-z and weak lensing tomography will enable us to constrain the equation of state of dark energy, and the cluster properties evolution with redshift. In this framework, during my PhD, I studied the behaviour and the comnents of the DAFT/FADAS clusters themselves. More precisely, I studied the difuse light contained within 10 clusters of the syrvey as well as their dynamical behaviour on a range of redshifts between z=0.4 and 0.8. indeed, The galaxy clusters themselves are still an important feld of study nowadays, mainly due to the fact they are the largest, at least partially virialized, structures we can observe, allowing us to better understand the history and evolution of our Universe. I present here the latest results obtained so far in my work on the DAFT/FADAS survey

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Ninin, Stéphane. "Influence de la dynamique gravitationnelle sur la formation des galaxies". Paris 11, 1999. http://www.theses.fr/1999PA112400.

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L'Univers semble être essentiellement constitué de "matière sombre", dont l'action gravitationnelle est très importante, dans nombres de processus astrophysiques ou cosmologiques. Dans cet Univers, aux paramètres cosmologiques déterminés avec une faible précision, les principaux mécanismes régissant la formation des galaxies sont encore mal connus : le gaz tombe dans les puits de potentiel de cette matière sombre, se refroidit, forme des étoiles, qui évoluent ensuite, réchauffent le milieu, éjectent gaz et métaux. Cette série complexe de phénomènes physiques est usuellement étudiée par des méthodes semi-analytiques, qui les modélisent de façon simple. La matière sombre est, quant à elle, étudiée analytiquement dans les régimes dits " linéaires " ou " faiblement non-linéaires ", ou bien à l'aide de simulations numériques. Dans cette thèse, nous combinons quant à nous deux approches orthogonales à priori : les simulations à N-corps et ces méthodes semi-analytiques. A l'aide d'un code à N-corps appelé " code en arbre " écrit et optimisé pour architectures massivement parallèles, nous avons simulé l'évolution de la matière sombre dans plusieurs modèles cosmologiques d'Univers. Nous avons étudié ses propriétés statistiques et dynamiques (distribution en masse, fusion, fragmentation, etc. . ) et comparé les résultats obtenus à divers modèles théoriques, tels que le " formalisme Press & Schechter " par exemple. Dans les modèles hiérarchique de formation des structures que nous étudions, les objets les moins massifs se forment le plus tôt, et fusionnent en objets de plus en plus massifs. Ces processus de fusion des " halos " de matière, sombre peuvent se représenter sous la forme d'un arbre, appelé " arbre de fusions des halos ". Nous avons couplé cette représentation de la matière sombre aux méthodes semi-analytiques, pour modéliser, dans cet arbre, l'évolution du gaz, et la formation des galaxies. Les comparaisons de nos premiers résultats aux observations sont très encourageantes pour la suite de ces travaux
Our Universe seems to be made essentially by dark matter, whose gravitational effects are very important, in many astrophysical and cosmological processes. In this Universe, with cosmological parameters known with a still low accuracy, the main mechanisms governing galaxy formation are still not very well known: gas falls inside dark matter potential wells, cools, forms stars that then evolve, heat the interstellar medium, eject gaz and heavy elements. This complex succesion of physicals phenomens, is usually studied by what is called "semi-analytical methods", that modelize them in a simple way. As for dark matter, it is analytically studied in "linear" or "weakly nonlinear" regims, or with numerical simulations. In this thesis, we combine those two differents complementary aspects: N-body simulations and semi-analytical methods. With the use of a N-body code called "tree-code", written and optimized for massively parallels architectures, as Cray T3E for example, we simulated dark matter evolution in several cosmological models. We have first studied dark matter statistical and dynamical properties (mass distribution, merging, fragmentation, etc. . ) and compared our results with theoretical models, for example to the " Press & Schechter" formalism. In hierarchical models of structure formation that we studied, less massive objects form earlier, and then merge in more and more massive ones. Those dark matter halos merging processes can be represented by a tree, that we called "meging tree of the dark matter halos". We coupled this representation of dark matter to semi-analytical methods, to modelize, in this tree, gaz evolution and galaxy formation; and get very encouraging first results while comparing them to observations

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Copin, Yannick. "Dynamique des galaxies de type precoce : observations 3d & modelisations". Lyon, École normale supérieure (sciences), 2000. http://www.theses.fr/2000ENSL0149.

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Les reponses aux questions cles concernant les scenarii de formation et d'evolution des galaxies demandent une etude approfondie de la morphologie, de la cinematique et des populations stellaires le long de la sequence de hubble, etude a laquelle la spectrographie integrale de champ (sic) peut grandement beneficier. L'objet de cette these est l'etude de la dynamique des galaxies de type precoce, plus particulierement abordee sous l'angle de la sic. Dans un premier temps, je presente le projet international sauron, visant a observer un echantillon de 80 galaxies de type precoce a l'aide d'un spectrographe integral grand champ dedie. Je decris en particulier le processus specifique de reduction des cubes de donnees issues de ce type d'instrument, ainsi que les methodes mises en uvre pour extraire la distribution des vitesses le long de la ligne de vue. Plusieurs exemples d'apport de la sic a l'etude de la dynamique des galaxies sont alors presentes. A haute resolution spatiale (0,5), l'observation du noyau double de m31 avec oasis revele toute sa complexite morphologique et cinematique. A plus grande echelle (30 40 arcsec 2), les premiers resultats sauron permettent d'appliquer une nouvelle caracterisation possible de la cinematique des galaxies a partir de l'etude de leur champ de vitesses bidimensionnel. Enfin, je presente des elements de modelisation dynamique de schwarzschild de la galaxie ngc 3377, basee sur les observations totalement complementaires oasis et sauron. La derniere partie de cette these concerne l'orbite, element cle de la dynamique galactique, dont la determination precise des proprietes dynamiques reste l'une des principales pierres d'achoppement dans l'application de la methode de schwarzschild. Pour remedier a cette faiblesse, nous avons developpe un outil d'analyse des orbites regulieres, passant par la reconstruction semi-analytique du tore orbital a l'aide des concepts de la dynamique spectrale.

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Bergond, Gilles. "Amas stellaires galactiques et extragalactiques : effets dynamiques de la galaxie hôte". Observatoire de Paris (1667-....), 2002. https://hal.science/tel-02071403.

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Cette thèse s’intéresse à la structure et à la dynamique des amas ouverts et globulaires de la Galaxie, avec une extension aux systèmes d’amas stellaires extragalactiques. Il s’agit de mieux comprendre les processus qui régissent l’évolution des amas stellaires, en particulier en tenant compte des effets produits sur ceux-ci par le potentiel de leur galaxie hôte, c’est-à-dire les effets de marées. La détection de ces phénomènes, qui modifient la structure spatiale individuelle des amas stellaires et les propriétés d’un système d’amas dans son ensemble, requiert notamment des observations photométriques multi-bandes et à grand champ. Des amas ouverts proches ont été étudiés sur des paires de plaques de Schmidt digitalisées. Après sélection des membres probables des amas dans les diagrammes couleur-magnitude obtenus, une transformée en ondelettes a permis d’étudier la structure spatiale des amas. Des extensions attribuées aux effets de marée – par comparaison à des simulations de l’attraction du Bulbe et du choc discal – ont été décelées dans chacun d’eux. Pour l’étude d’objets plus lointains, il fallait compléter les données existantes par des observations photométriques profondes avec des mosaïques de CCDs. Nous avons ainsi pu déceler des queues de marée autour de plusieurs amas stellaires binaires du Grand Nuage de Magellan. Enfin, nous avons étendu ce travail à l’étude de systèmes d’amas stellaires en dehors du Groupe Local, en observant l’amas Fornax et des groupes compacts de galaxie notamment pour y détecter des amas stellaires « vagabonds », éjectés dans le milieu intergalactique. Ces observations, comparées à des simulations de systèmes d’amas d’étoiles peuvent apporter des contraintes sur les scénarios de formation et d’évolution des galaxies, en même temps qu’éclairer l’origine des diverses populations stellaires
The subject of the thesis is the structure and dynamics of open and globular clusters in the Galaxy, as well as extragalactic star cluster systems. The aim is to better understand the processes controlling the evolution of stellar clusters, in particular when one takes into account tidal effects which disturb the spatial structure of individual star clusters and the overall distribution of the objects around their host galaxy. For resolved clusters, the detection of tidal tails requires multi-band, wide-field observations. Nearby open clusters were studied on digitized Schmidt plates. Once selected the probable cluster members in the colour-magnitude diagrams, a wavelet transform was used to reveal the shape of the clusters. The tidal extensions detected have been compared to the results of numerical simulations (Bulge attraction and Disk shocking). For the study of more distant objects, deeper images obtained from large format CCDs were needed. They allowed us to discover tidal tails around several binary but also isolated star clusters in the Large Magellanic Cloud. Finally, we have started to extend this work to the study of star cluster systems beyond the Local Group. In particular, we observed the Fornax cluster of galaxies and the compact group HCG 90 in order to detect wanderer globular clusters, ejected into the intergalactic space by strong dynamical phenomena occurring between galaxies. These new observations will be compared to numerical simulations of star cluster systems within groups of galaxies. This will bring interesting clues on the formation and evolution galaxies, as well as give new insights in the origin of various stellar populations

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Bournaud, Frédéric. "Evolution des galaxies : interactions, fusions, et accrétion de gaz". Paris 6, 2006. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00079377.

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Durier, Fabrice. "Formation et évolution des galaxies : propriétés photométriques, dynamiques et chimiques". Nice, 2009. http://www.theses.fr/2009NICE4035.

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Dans cette thèse, nous présentons les résultats de simulations hydrodynamiques qui décrivent à la fois les mécanismes de feedback et l’enrichissement chimique du milieu interstellaire dans un contexte cosmologique. L’action combinée du feedback des supernovae (à la fois les types II et les types Ia) et des trous noirs super-massifs contrôle alors la conversion du gaz en étoiles. Un choix judicieux de l’efficacité de ces mécanismes nous a permis de reproduire la bimodalité observée dans la distribution de couleur des galaxies. Dans un tel contexte, nous montrons que les galaxies rouges satisfont la relation de Faber-Jackson pendant que les objets bleus reproduisent correctement la relation de Tully-Fisher. De plus, en accord avec les observations, les galaxies massives possèdent des populations stellaire plus vieilles et plus métalliques que celles des petits objets. Un tel comportement « anti-hiérarchique » peut en réalité s’expliquer par les interactions complexes introduites par les sources de feedback. Pour finir, malgré l’utilisation d’une loi de formation stellaire cosmique pour contraindre le taux de formation stellaire de façon volumique, les galaxies simulées possèdent des histoires d’assemblage de masse qui suivent les indications observationnelles : les objets rouges montrent une activité de formation stellaire précoce et importante tandis que les objets bleus présentent une succession de périodes d’activité intense étalées sur de plus longues périodes de temps
In this thesis, we report the results of cosmological hydrodynamical simulations that describe accurately both feedback mecanisms and the chemical enrichment of the interstellar medium. The joint action of the feedback from supernovae (both type II and type Ia) and central black holes controls the conversion of gas into stars and the accretion process responsible for the growth of central black holes. An adequate choice of the efficiency of these feedback mecanisms allows us to reproduce the bimodality observed in the colour distribution of galaxies. In this context, we show that red galaxies satisfy the Faber-Jackson relation whilst blue galaxies reproduce the Tully-Fisher relation quite well. Furthermore, in agreement with observations, massive galaxies have older and more metal-rich stellar populations than the ones of less massive objects. Such an « anti-hierarchical » behaviour is simply a consequence of the complex effects introduced by the feedback sources. Finally, despite the use of a cosmic star formation law to constrain the star formation rate, simulated galaxies present histories of mass assembly that follow observational expectations : red objects show an early and strong star formation activity whilst blue ones display periods of intense activity over larger time scales

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Jourdeuil, Emilie. "N-corps évolutif pour la modélisation photométrique et dynamique des galaxies de type précoce". Phd thesis, Université Claude Bernard - Lyon I, 2005. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00400642.

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Les galaxies de type précoce présentent un large éventail de structures photométriques et dynamiques. Ces structures sont autant de signatures fossiles des processus de formation et d'évolution de ces galaxies. Leur étude nous permet de remonter à l'histoire de leur formation et de leur évolution. Dans le but de comprendre les structures observées, des modèles reproduisant des observations sont construits. La méthode développée est une généralisation de celle introduite par Syer & Tremaine (1996), consistant en un N-corps dont le poids des particules varie au cours du temps. Le code présenté est adapté à des données de spectroscopie intégrale de champ, et est à-même de reproduire la photométrie ainsi que la dynamique des galaxies observées. Ces modèles sont basés sur des données SAURON obtenues sur des galaxies de type précoce. Des modèles préliminaires ont été obtenus pour les galaxies M 87 et NGC 3377. Une annexe présente en outre des observations menées sur NGC 936.

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Belles, Pierre-Emmanuel. "Formation d’étoiles et d’amas stellaires dans les collisions de galaxies". Thesis, Paris 11, 2012. http://www.theses.fr/2012PA112312/document.

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Les fusions sont un évènement essentiel dans la formation des grandes structures de l’Univers; elles jouent un rôle important dans l’histoire de formation et l’évolution des galaxies. Outre une transformation morphologique, les fusions induisent d’importants sursauts de formation d’étoiles. Ces sursauts sont caractérisés par des Efficacités de Formation Stellaire (EFS) et des Taux de Formation Stellaire Spécifiques (TFSS), i.e., respectivement, des Taux de Formation Stellaire (TFS) par unité de masse gazeuse et des TFS par unité de masse stellaire, plus élevés que ceux des galaxies spirales. A toutes les époques cosmiques, les galaxies à sursaut de formation d’étoiles sont des systèmes particuliers, en dehors de la séquence définie par les galaxies spirales. Nous explorons l’origine du mode de formation stellaire par sursaut, à travers trois systèmes in interaction: Arp 245, Arp 105 et NGC 7252. Nous avons combiné des observations JVLA haute résolution de la raie à 21-cm, traçant le gaz Hi diffus, avec des observations GALEX dans l’UV, traçant les jeunes régions de formation d’étoiles. Nous sommes ainsi en mesure de sonder les conditions physiques locales du Milieu InterStellaire (MIS) pour des régions de formation d’étoiles indépendantes, et d’étudier la transformation du gaz atomique en gaz dense dans différents environnements. Le rapport SFR/HI apparaît bien plus élevé dans les régions centrales que dans les régions externes, indiquant une fraction de gaz dense plus élevée (ou une fraction de gaz HI moins élevée) dans les régions centrales. Dans les régions externes des systèmes, i.e., les queues de marées, où le gaz est dans une phase principalement atomique, nous observons des rapports SFR/ HI plus élevés que dans les environnements standards dominés par le HI, i.e., les régions externes des disques de spirales et les galaxies naines. Ainsi, notre analyse révèle que les régions externes de fusions sont caractérisées par des EFS élevées, par comparaison au mode de formation stellaire standard. Observer des fractions de gaz dense élevées dans les systèmes en interaction est en accord avec les prédictions des simulations numériques; ceci résulte d’une augmentation de la turbulence du gaz durant une fusion. La fusion affecte les propriétés de formation stellaire du système probablement à toutes les échelles, depuis les grandes échelles, avec une turbulence augmentant globalement, jusqu’aux petites échelles, avec des modifications possibles de la fonction de masse initiale. A partir d’une simulation numérique haute résolution d’une fusion majeure entre deux galaxies spirales, nous analysons les effets de l’interaction des galaxies sur les propriétés du MIS à l'échelle des amas stellaires. L’accroissement de la turbulence du gaz explique probablement la formation de Super Amas Stellaire dans le système. Notre étude de la relation SFR–HI dans les fusions de galaxies sera complétée par des données HI haute résolution pour d’autres systèmes, et poussée vers des échelles spatiales encore plus petites
Mergers are known to be essential in the formation of large-scale structures and to have a significant role in the history of galaxy formation and evolution. Besides a morphological transformation, mergers induce important bursts of star formation. These starburst are characterised by high Star Formation Efficiencies (SFEs) and Specific Star Formation Rates, i.e., high Star Formation Rates (SFR) per unit of gas mass and high SFR per unit of stellar mass, respectively, compared to spiral galaxies. At all redshifts, starburst galaxies are outliers of the sequence of star-forming galaxies defined by spiral galaxies. We have investigated the origin of the starburst-mode of star formation, in three local interacting systems: Arp 245, Arp 105 and NGC 7252. We combined high-resolution JVLA observations of the 21-cm line, tracing the HI diffuse gas, with UV GALEX observations, tracing the young star-forming regions. We probe the local physical conditions of the Inter-Stellar Medium (ISM) for independent star-forming regions and explore the atomic-to-dense gas transformation in different environments. The SFR/HI ratio is found to be much higher in central regions, compared to outer regions, showing a higher dense gas fraction (or lower HI gas fraction) in these regions. In the outer regions of the systems, i.e., the tidal tails, where the gas phase is mostly atomic, we find SFR/HI ratios higher than in standard HI-dominated environments, i.e., outer discs of spiral galaxies and dwarf galaxies. Thus, our analysis reveals that the outer regions of mergers are characterised by high SFEs, compared to the standard mode of star formation. The observation of high dense gas fractions in interacting systems is consistent with the predictions of numerical simulations; it results from the increase of the gas turbulence during a merger. The merger is likely to affect the star-forming properties of the system at all spatial scales, from large scales, with a globally enhanced turbulence, to small scales, with possible modifications of the initial mass function. From a high-resolution numerical simulation of the major merger of two spiral galaxies, we analyse the effects of the galaxy interaction on the star forming properties of the ISM at the scale of star clusters. The increase of the gas turbulence is likely able to explain the formation of Super Star Clusters in the system. Our investigation of the SFR-HI relation in galaxy mergers will be complemented by high-resolution HI data for additional systems, and pushed to yet smaller spatial scales

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Fouchard, Marc. "Contribution à l'étude de la dynamique des comètes". Nice, 2004. http://www.theses.fr/2004NICE4090.

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Les processus qui régissent la dynamique des comètes sont complexes, nombreux et variés. Un indicateur rapide de Lyapunov a d’abord été développé dans le cadre de systèmes dynamiques continus afin de pouvoir identifier clairement les différents types de mouvement. Ensuite, les conditions sous lesquelles peut être appliquée une méthode Monte Carlo, déjà utilisée et publiée, à la dynamique des comètes de la famille de Jupiter ont été étudiées. Malgré des améliorations substantielles de la méthode, il s’est avéré que la dynamique de ces comètes ne pouvait pas être reproduite par cette méthode dû à la présence de résonances de moyen mouvement avec Jupiter. Enfin un modèle permettant de reproduire par un mapping les effets de la marée galactique sur les comètes du nuage d’Oort a été développé. Ce mapping est fiable pour des comètes ayant un demi-grand axe ≤ 30000 UA et est 500 fois plus rapide que les intégrations numériques directes
Cometary dynamics is a complex subject, characterized by various regimes of motion. In order to model cometary dynamics in a proper way, it is important to identify clearly these different regimes. This is why a fast Lyapunov indicator in the frame of gravitational continuous dynamical systems was first developed. The conditions under which a well known, published Monte Carlo method can be applied to the dynamics of Jupiter family comets were then studied. Although a number of improvements were introduced in the model, it turned out that the dynamics of Jupiter family comets is not amenable to Monte Carlo modelling du to the presence of many mean motion resonances with Jupiter. In this thesis a model which is able to reproduce effects of the galactic tide on the Oort cloud comet using a mapping is developed. This mapping correctly reproduces the dynamics of comets with semi-major axis ≤ 30000 AU, and is 500 times faster than the use of direct numerical integrations

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Reynaud, Denis. "Dynamique du gaz interstellaire dans les galaxies spirales barrées : une étude en interférométrie millimétrique de NGC 1530". Université Joseph Fourier (Grenoble), 1998. http://www.theses.fr/1998GRE10044.

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Les barres jouent probablement un role important dans l'evolution des galaxies. Le potentiel gravitationnel de la barre est capable de concentrer de grandes quantites de gaz interstellaire dans le voisinage du noyau, fournissant ainsi du combustible aux activites nucleaires eventuelles (formation explosive d'etoiles ou disque d'accretion de trou noir). Le gaz tombe vers le centre de la galaxie le long de deux chocs presque paralleles a la barre. Ces chocs sont riches en poussieres et en gaz moleculaire. L'interferometre millimetrique et le telescope de 30m de l'iram ont permis une etude precise du gaz moleculaire dans la barre et le noyau d'une galaxie spirale barree typique, ngc 1530. Dans cette galaxie, nous avons detecte co(1-0) le long de deux bandes formees par les chocs dans le gaz moleculaire. Dans ces bandes, le gaz tombe vers le centre, avec une vitesse de chute typique de 100 kms#-#1. Nous avons montre l'anticorrelation entre le cisaillement du gaz dans ces chocs et l'efficacite de formation d'etoiles en comparant des images h et co. Puis nous avons etudie le centre de cette galaxie a plus haute resolution en #1#2co(1-0), #1#2co(2-1), #1#3co(1-0) et hcn(1-0). Le gaz a un mouvement centripete le long de deux arcs entourant un disque nucleaire gazeux, mais dans ce disque le mouvement est circulaire. Dans le disque, le gaz se distribue suivant un anneau dont les rayons externes et internes correspondent aux resonances interieures de lindblad ou suivant une spirale non resolue. Le disque nucleaire montre une grande quantite de gaz dense tracee par hcn et #1#3co, ainsi qu'une activite de formation d'etoiles intense detectee dans l'emission etendue du continuum centimetrique. Par contre les arcs sont pauvres en gaz dense et forment peu d'etoiles. La formation d'etoiles dans le disque nucleaire peut etre maintenue pendant une longue periode de temps, grace a la grande quantite de gaz moleculaire disponible.

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Poirier, Sébastien. "Etude de l'évolution chimique et dynamique d'objets proto-galactiques : Application à l'évolution des galaxies spirales". Université Louis Pasteur (Strasbourg) (1971-2008), 2004. http://www.theses.fr/2004STR13003.

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Cette thèse traite de l'évolution des galaxies. Afin de comprendre la nature évolutive des galaxies spirales, nous étudions les relations entre la chimie et la dynamique. Nous avons mis en place une étude numérique couplant chimie et dynamique dans un schéma totalement auto-gravitant, auto-cohérent et tridimensionnel, et incluant l'enrichissement chimique en Fer, Oxygène et Magnésium, dû aux supernovae de type Ia et de type II. Afin d'aborder la question de l'évolution intrinsèque d'une galaxie, nous considérons une famille d'objets proto-galactiques conduisant par effondrement monolithique à la formation de disque galactique. La caractérisation morphologique, cinématique et chimique de ces objets montre la validité d'une telle approche. Ces galaxies développent une structure spirale due à l'onde densité induit par la présence d'une barre possédant une faible structure boîte/cacahuète. Nous ne constatons pas la croissance d'un bulbe sur la durée des simulations. Nous montrons que ces galaxies présentent des gradients d'abondances et une population stellaire unique. Nous en concluons la nécessité de phénomènes extrinsèques aux galaxies pour expliquer les différentes populations stellaires. Par ailleurs, nous sommes impliqués dans la photométrie et la spectroscopie d'amas de galaxies distants du projet EDisCS. Nous avons eu l'importante responsabilité de la réalisation des masques spectroscopiques pour l'instrument VLT-FORS2 par la mise en œuvre d'un programme de sélection automatique des galaxies devant être observées. Nous avons de plus développé un programme de décomposition bidimensionnelle du profil de luminosité des galaxies
This thesis investigates the evolution of galaxies. To understand the evolutionary nature of spiral galaxies, we investigate the relations between the chemistry and the dynamics. We have implemented a numerical code coupling chemistry and dynamics in a way fully self-gravitational, self-consistent and tridimensional, and including the Iron, Oxygen and Magnesium chemical enrichment, due to the supernovae of type Ia and type II. To investigate the question of the intrinsic evolution of a galaxy, we consider a set of proto-galactic objects leading by monolithic collapse to a galactic disc. The morphological, kinematical and chemical characterization of these objects show the validity of such an approach. These galaxies develop a spiral structure due to the density wave led by the presence of a bar possessing a weak box/peanut structure. We do not detect the growth of a bulge during the course of our simulations. We show that these galaxies contain abundance gradients and a unique stellar population. We conclude that external influences are important in the formation of the different stellar populations of a galaxy. Furthermore, we are involved in the photometry and the spectroscopy of distant galaxy clusters of the EDisCS project. We have had key responsibility for the production of the spectroscopic masks for the instrument VLT-FORS2 by the implementation of a program to automatically select galaxies to be observed. We have in addition developed a program to perform a two-dimensional decomposition of the galaxy luminosity profile

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Fleck, Jean-Julien Boily Christian M. "Approche numérique de la dynamique et de l'évolution stellaires appliquées à la fusion galactique". Strasbourg : Université Louis Pasteur, 2007. http://eprints-scd-ulp.u-strasbg.fr:8080/792/01/Fleck2007.pdf.

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Carcaud, Pierre. "Étude de quelques modèles cinétiques décrivant le phénomène d'évaporation en gravitation". Phd thesis, Université Rennes 1, 2014. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-01018326.

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L'étude de l'évolution de galaxies, et tout particulièrement du phénomène d'évaporation, a été pour la première fois menée à l'aide de modèles physiques, par Chandrasekhar notamment, dans les années 40. Depuis, de nouveaux modèles plus sophistiqués ont été introduits par les physiciens. Ces modèles d'évolution des galaxies sont des modèles cinétiques; bien connus et bien étudiés par les mathématiciens. Cependant, l'aspect évaporation (le fait que des étoiles sortent du système étudié) n'avait pas encore été étudié mathématiquement, à ma connaissance. La galaxie est vue comme un gaz constitué d'étoiles et le modèle consiste en une équation de Vlasov-Poisson, l'interaction étant la gravitation universelle, couplée avec au second membre un terme de collision de type Landau. On rajoute à ce modèle une condition d'évaporation qui consiste à dire que les étoiles dont l'énergie cinétique est suffisamment élevée pour quitter le système sont exclues. Ce modèle étant trop compliqué à étudier tel quel, je propose dans cette thèse plusieurs modèles simplifiés qui sont des premières étapes nécessaires à l'étude du modèle général et qui permettent de mieux comprendre les difficultés à surmonter. Dans une première partie, je m'intéresse au cas homogène en espace, pour lequel le terme de Vlasov-Poisson est remplacé par une simple dérivée en temps. Je fais une étude précise du cas à symétrie radiale en vitesse avec un potentiel Maxwellien, le terme de Landau étant alors remplacé par un terme de type Fokker-Planck, et je montre dans ce cas l'existence et l'unicité d'une solution régulière et l'existence d'un profil asymptotique des solutions. Dans le cas homogène général, je montre l'existence et l'unicité d'une solution régulière tout pendant que la masse ne s'est pas totalement évaporée. J'illustre ces résultats théoriques par des simulations numériques réalisés à l'aide de schéma numériques conservateurs. Dans une seconde partie, je m'intéresse au cas non homogène en espace en dérivant un modèle hydrodynamique pour un modèle de type Vlasov-BGK (plus simple que le modèle Vlasov-Poisson-Landau) avec évaporation.

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Roussel, Helene. "Emission en infrarouge moyen des poussières dans les galaxies spirales : liens avec la formation d'étoiles et avec la dynamique des galaxies barrées". Phd thesis, Université Louis Pasteur - Strasbourg I, 2001. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00122948.

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Un échantillon de 69 galaxies spirales proches a été étudié à travers l'émission de la poussière, observée par la caméra ISOCAM entre 5 et 18 microns. Les cartes complètes dans deux filtres larges, permettant une étude morphologique, ainsi que cinq spectres à basse résolution, utiles pour identifier et séparer les différentes composantes d'émission, ont été analysés. Des régions circumnucléaires de 1 à 4 kpc de diamètre, où le régime de chauffage de la poussière est distinct de celui des disques, ont été isolées.

La validité de l'émission en infrarouge moyen en tant que traceur de la formation d'étoiles a d'abord été examinée dans les disques, où une seule phase de poussière domine (les porteurs des bandes aromatiques), puis cette étude a été étendue aux régions
circumnucléaires, plus denses et actives, ainsi qu'à des galaxies à flambée de formation d'étoiles, où un continuum thermique se superpose aux bandes aromatiques. La réponse de la poussière à la formation d'étoiles a été explorée sur cinq ordres de grandeur.

Par ailleurs, les propriétés des galaxies fortement barrées ont été comparées à celles des galaxies faiblement ou non barrées, et interprétées dans le cadre des modèles hydrodynamiques, qui prévoient qu'un potentiel gravitationnel barré peut induire des écoulements de gaz massifs vers les régions centrales, avec des conséquences indirectes sur l'activité stellaire et l'évolution morphologique des galaxies isolées. Au cours de cette étude, quelques paramètres régulant les variations des couleurs en infrarouge moyen ont été mis en relief.

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Roussel, Hélène. "Emission en infrarouge moyen des poussieres dans les galaxies spirales : liens avec la formation d'etoiles et avec la dynamique des galaxies barrees". Strasbourg 1, 2001. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00122948.

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Resumen

Un echantillon de 69 galaxies spirales proches a ete etudie a travers l'emission de la poussiere, observee par la camera isocam entre 5 et 18 microns. Les cartes completes dans deux filtres larges, permettant une etude morphologique, ainsi que cinq spectres a basse resolution, utiles pour identifier et separer les differentes composantes d'emission, ont ete analyses. Des regions circumnucleaires de 1 a 4 kpc de diametre, ou le regime de chauffage de la poussiere est distinct de celui des disques, ont ete isolees. La validite de l'emission en infrarouge moyen en tant que traceur de la formation d'etoiles a d'abord ete examinee dans les disques, ou une seule phase de poussiere domine (les porteurs des bandes aromatiques), puis cette etude a ete etendue aux regions circumnucleaires, plus denses et actives, ainsi qu'a des galaxies a flambee de formation d'etoiles, ou un continuum thermique se superpose aux bandes aromatiques. La reponse de la poussiere a la formation d'etoiles a ete exploree sur cinq ordres de grandeur. Par ailleurs, les proprietes des galaxies fortement barrees ont ete comparees a celles des galaxies faiblement ou non barrees, et interpretees dans le cadre des modeles hydrodynamiques, qui prevoient qu'un potentiel gravitationnel barre peut induire des ecoulements de gaz massifs vers les regions centrales, avec des consequences indirectes sur l'activite stellaire et l'evolution morphologique des galaxies isolees. Au cours de cette etude, quelques parametres regulant les variations des couleurs en infrarouge moyen ont ete mis en relief.

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Fragkoudi, Frantzeska. "Modelling peanuts in barred galaxies : gas flows and constraints on the dark matter content". Thesis, Aix-Marseille, 2015. http://www.theses.fr/2015AIXM4747/document.

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En explorant la dynamique des galaxies nous obtenons des renseignements concernant leurs différents composants de masse, leur formation et évolution. Dans cette thèse, j'utilise des modèles dynamiques obtenus à partir des images de galaxies observées. Je commence par l'amélioration de ces modèles en incluant la géométrie des bulbes cacahuètes (B/P), et en quantifiant leurs effets sur les modèles. Les bulbes B/P ont un effet significatif sur le potentiel, les forces, la structure orbitale et la force de la barre, et par conséquent devraient être inclus dans le but de rendre les modèles aussi précis que possible. En suite, j’emploie des modèles dynamiques avec et sans B/P pour déterminer leur effet sur les flux de gaz vers les régions centrales. Je montre que, si le modèle contient un bulbe B/P, la force de la barre est réduite et, par conséquence, le montant d'afflux du gaz conduit à des concentrations de masse réduites dans les centres des galaxies. Je me sers des modèles dynamiques pour étudier la galaxie NGC 1291. J'utilise la nature non-axisymétrique de la barre, ce qui induit des chocs dans le gaz - créant ainsi des bandes de poussière dans la barre - pour imposer des contraintes sur le ratio masse-à-lumière des disques. Les résultats soutiennent que NGC 1291 a un disque maximale et que dans les régions centrales, la matière baryonique domine la matière noire. Je mets aussi des limites sur la vitesse de rotation de la barre, montrant qu’elle tourne vite. Je démontre donc que la méthode dynamique utilisée, peut fournir des contraintes sur la distribution de la matière noire des galaxies observées, et donc aussi sur les modèles de formation et évolution des galaxies
By exploring the dynamics of galaxies we obtain a wealth of information regarding their various mass components, their formation and evolution. In this thesis I make extensive use of dynamical models obtained directly from images of observed galaxies. I therefore start by improving these models by including the geometry of boxy/peanut (B/P) bulges, and quantifying their effects on the models. B/P bulges have a significant effect on the potential, forces, orbital structure and bar strength of the models, and as such should be included in order to make them as accurate as possible. I then employ dynamical models with and without B/P bulges to determine their effect on gas inflow to the central regions. I show that in the presence of B/P bulges the bar strength is reduced, as is the amount of gas inflow, leading to smaller mass concentrations in the centres of galaxies. Furthermore, I employ dynamical models to carry out a detailed study of the nearby galaxy NGC 1291. I use the non-axisymmetric nature of the bar, which induces shocks in the gas - thus creating dust lanes along the leading edges of the bar - to put constraints on the mass-to-light ratio of the disc. The results argue strongly that NGC 1291 has a maximal disc, i.e. that in the central regions, baryonic matter dominates over the dark matter. Furthermore I place limits on the pattern speed of the bar, showing that the bar rotates fast. I thus demonstrate that the dynamical method used can provide constraints on the dark matter distribution of observed galaxies, and therefore also on current models of galaxy formation and evolution

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Vollmer, Bernd. "Dynamique des galaxies spirales d'amas et du centre galactique : comparaison entre observations et simulations". Paris 7, 2000. http://www.theses.fr/2000PA077233.

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Ce travail comprend deux parties essentielles : la modelisation du contenu gazeux du centre galactique, et des simulations et observations de l'interaction d'une galaxie spirale d'amas avec le gaz intra-amas. Un programme de visualisation des donnees interferometriques en trois dimensions a ete mis en place. De plus, un code numerique a n corps autogravitationnel avec des composantes collisionnelles et non-collisionnelles en trois dimensions a ete developpe. Dans la premiere partie de cette these, nous etudions la physique des nuages de gaz dans le disque circumnucleaire (cnd) au centre galactique a l'aide d'un modele analytique. Dans une deuxieme etape, nous appliquons le modele a n corps au cnd. L'accretion brusque d'un nuage assez massif sur le cnd peut mener a un taux d'accretion sur le trou noir central tres varie. La comparaison avec des observations montre une bonne ressemblance avec nos simulations. Il est propose qu'un phenomene d'accretion de ce style est responsable de la formation de l'amas d'etoiles hei au centre galactique. Dans la deuxieme partie, nous appliquons le code numerique a l'effet de balayage de gaz par pression dynamique. Les orbites des galaxies dans l'amas de la vierge sont calculees en tenant compte du potentiel de la galaxie centrale m87 et de m86, son compagnon. Nous avons fait une multitude de simulations avec des parametres d'orbites differentes. Nous donnons la dependance qualitative du balayage du gaz en fonction de l'orbite dans l'amas et de l'angle d'inclinaison entre le plan orbital et le plan du disque de la galaxie. Les resultats des simulations sont compares avec les observations de la deficience hi dans l'amas de la vierge. Les details du phenomene de balayage par pression dynamique sont etudies dans trois galaxies d'amas : ngc 4548, ngc 4522 (amas de la vierge) ; ngc 4848 (amas de coma). Finalement, nous montrons des observation hi 21 cm du contenu gazeux des galaxies spirales dans l'amas aco 3627.

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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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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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Escalera, Eric. "Etude dynamique et structurale des amas de galaxies : une utilisation de la Transformée en Ondelettes". Toulouse 3, 1992. http://www.theses.fr/1992TOU30258.

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Le travail presente ici s'inscrit dans le cadre de la recherche de la structure reelle et de la dynamique des amas de galaxies, avec pour toile de fond une approche plus realiste de la masse (et de la masse cachee) de ces systemes et le choix des scenarios de formation des grandes structures (modeles cosmologiques). Cela revient, a terme, a redefinir ce qu'est un amas de galaxies. Pour cette recherche, nous avons applique une nouvelle methode basee sur la transformee en ondelettes, sur des donnees a 2 dimensions mais aussi a 3 dimensions (vitesses radiales en plus), ce qui est une premiere dans le domaine. Apres avoir teste la methode sur divers modeles et constate l'innovation qu'elle apporte (notamment par son objectivite et par la validite statistique des resultats), nous avons realise l'analyse de trois amas reels: abell 754, abell 151, et coma, pour rencontrer des sous-structures jusque dans le centre de coma. . . Nous presentons egalement les resultats pour six autres amas: perseus, hydra, hercules, abell 2670, abell 3716, et virgo, et nous en discutons les conclusions, notamment par rapport aux travaux anterieurs publies dans la litterature. Les nombreuses irregularites structurales mises en evidence ici contredisent l'hypothese selon laquelle les amas de galaxies seraient des systemes parfaitement reguliers

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Magnard, Frédéric. "Contribution à l'étude des propriétés dynamiques et spectrales des amas de galaxies en X". Paris 6, 2002. http://www.theses.fr/2002PA066237.

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Peirani, Sébastien. "Aspects dynamiques et physiques de la matière noire". Nice, 2005. http://www.theses.fr/2005NICE4101.

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Ce travail consiste à étudier la dynamique des halos de matière noire ainsi que la possibilité de détecter les rayons-gamma qui proviennent de l'annihilation des neutralinos, supposés être les constituants de la matière noire (DM). Dans un premier temps, des simulations numériques ont été réalisées dans le cadre du modèle Lambda-CDM. Nous avons en particulier étudié les effets de l'accrétion et de la fusion sur l'évolution du moment cinétique des halos et leur relaxation dynamique. Nos résultats indiquent que les halos acquièrent du moment cinétique principalement par transfert de moment cinétique orbital durant des phases d'accrétion/fusion plutôt que par les effets de marée. Dans un deuxième temps, nous avons étudié les effets de l'inclusion du terme de la constante cosmologique dans le modèle d'effondrement sphérique de Tolman-Lemaître et déduit les masses pour des groupes de galaxies proches, notamment le Groupe Local et l'amas de Virgo. Notre procédure a mené à une nouvelle évaluation de la constante de Hubble en bon accord avec les récentes déterminations par d'autres méthodes. Finalement, nous avons prédit le flux des rayons-gamma à partir de différentes sources telles que M31, M81, la galaxie du Dragon et la galaxie du Sagittaire et leur détectabilité par le futur satellite GLAST. L'analyse de la détection ou non à différents seuils d'énergie nous a permis d'imposer des contraintes sur la masse du neutralino ainsi que sur la distribution spatiale de la DM dans ces objets
This work aims to study the dynamics of dark matter halos as well as the possibility of detection of gamma-rays resulting from the annihilation of neutralinos, supposed to be the constituent of dark matter (DM). In a first step, numerical simulations have been performed in the context of the Lambda-CDM cosmology and we have studied the effects of merger/accretion on the angular momentum evolution of halos and their dynamical relaxation. Our results indicate that halos acquire angular momentum essentially by the transfer of orbital angular momentum to spin during merger/accretion events rather than by tital torques. In a second step, we have studied the effects of the inclusion of a cosmological constant term in the spherical Tolman-Lemaître collapse model and re-derived masses for some nearby groups of galaxies, in particular the Local Group and Virgo. Our procedure yields a new evaluation of the Hubble constant in quite agreement with recent determination by other methods. Finally, we have predicted gamma-rays fluxes from different sources as M31, M87, Draco and Sagittarius and their detectability by the forthcoming GLAST satellite. The analysis of detection or not at different energy thresholds allows to constraint the neutralino mass and the spatial distribution of DM in those objects

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Aubert, Dominique. "Mesure et implications dynamiques des flux dematière noire à la surface du viriel des halos de galaxies". Phd thesis, Université Paris Sud - Paris XI, 2005. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00110561.

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La question de l'inné ou de l'acquis des propriétés dynamiques des disques de galaxies reste encore largement ouverte. Si l'environnement joue une part importante dans l'établissement de ces caractéristiques (spirales, gauchissement, disques épais), son influence est modulée par la propension intrinsèque que possède un objet à réagir ou non à ces perturbations. Cette problématique ne peut être abordée quantitativement qu'en termes de populations d'objets, afin de s'affranchir des spécificités liées à un cas de figure donné. D'autre part, les grands relevés permettent déjà une étude statistique des propriétés morphologiques des galaxies. La compréhension théorique des propriétés de ces populations d'objets doit atteindre le même degré de précision et de représentativité que les observations. À cette fin, cette thèse propose d'aborder de façon statistique la dynamique des systèmes galactiques, en reliant les distributions des propriétés de ces objets aux caractéristiques statistiques des interactions qu'elles subissent. Les travaux exposés se concentrent sur la composante ”halo de matière noire” des systèmes galactiques, qui agit comme un transmetteur entre environnement cosmologique et galaxies.
Cet objectif nécessite à la fois une description correcte des processus dynamiques internes et une bonne connaissance des propriétés des environnements dans lesquels baignent les halos. Afin de répondre à cette double exigence, le cadre propose ici repose sur une approche hybride où les processus internes sont abordés via les outils analytiques de la dynamique galactique, tandis que les caractéristiques des interactions sont extraites de simulations à grande échelle. Les échanges (accrétion et champ de marée) entre les halos et le milieu extérieur sont décrits en termes de flux de matière au travers de la sphère de viriel et de potentiel projetés. La description des interactions se ramène à la caractérisation statistique d'une condition limite. Cette vision “halocentrique” permet en outre de conserver l'information angulaire et cinématique nécessaire au calcul de la réponse dynamique des halos.
La dynamique est abordée dans le régime des faibles interactions via une description perturbative non linéaire de la réponse d'un système non collisionnel ouvert. Compte tenus des temps dynamiques courts opérant au sein des halos, l'influence des faibles perturbations se manifeste via des processus résonnants, correctement décrits par un formalisme en angle-actions. Cette théorie doit permettre de décrire des phénomènes tels que la friction dynamique ou l'effeuillage par effet de marée. A partir d'une extension de la “méthode matricielle” décrivant la dynamique dans l'espace des angles-actions, il est démontré comment cette technique analytique exprime directement les caractéristiques statistiques de la réponse des halos en fonction des propriétés de leur environnement. Cette “propagation statistique” ne fait pas appel aux réalisations individuelles de systèmes en interaction, mais nécessite une connaissance complète des propriétés de l'accrétion et du champ de marée, ainsi que leurs interdépendances statistiques. L'évolution séculaire du halo dans le régime des interactions récurrentes est également décrite dans un formalisme quasi-linéaire. L'évolution de la fonction de distribution du halo y est décrite comme une diffusion au long cours des orbites du système, induite par la présence de perturbations externes.
Les propriétés de l'accrétion et du champ de marée sont extraites d'un ensemble de simulations cosmologiques permettant de réduire les effets de variance cosmique. Cette mesure permet une description quantitative des interactions et représentative de la diversité des cas de figure. Ces études sur simulations sont limitées au régime de faibles interactions pour des redshifts inférieurs à 1. La distribution du flux de masse au rayon de viriel a permis de contraindre quantitativement le degré d'anisotropie de l'accrétion de matière par les halos. Cette mesure en termes de flux est complétée par une étude détaillée de la distribution des satellites qui confirme un excès d'accrétion équatoriale de l'ordre de 15 pour cents et qui est interprétée en termes de flux filamentaire. Les propriétés de l'accrétion et du potentiel sont abordées de façon plus exhaustive via une description adaptée à la propagation statistique. Les propriétés cinématiques de la matière passant au travers du rayon de viriel mettent en évidence le caractère distinct de la matière nouvellement accrétée de celle ayant déjà interagit avec le halo. Cette différence se manifeste dans la trajectoire des flux de masse impliqués ou dans leurs vitesses caractéristiques. Les mesures de corrélations angulo-temporelles du potentiel au rayon de viriel indiquent un champ de marée stationnaire et hautement quadripolaire, traitant la distribution de matière dans les régions périphériques du halo. Les mêmes corrélations sont mesurées pour le flux de masse, montrant en particulier l'invariance au cours du temps du spectre de puissance de la matière noire au rayon de viriel. Une courte étude sur la distribution des métaux liés aux sous-structures illustre comment les études observationnelles peuvent fournir des contraintes statistiques sur la distribution de matière au sein des halos.
De façon générale, l'établissement d'un lien entre propriétés statistiques de l'environnement et distribution des réponses dynamiques des halos permet d'envisager un large champ d'applications. D'une part, la connaissance des flux doit permettre de prédire les propriétés statistiques de la répartition de la matière noire au sein des halos. À l'inverse, les traceurs observationnels de la distribution de matière (émission X, effet SZ, lentilles gravitationnelles, systèmes absorbants) fournissent des contraintes sur les propriétés réelles des flux, ainsi que sur les modèles sous-jacents de halos (profil de masse par exemple) et sur les biais associés aux traceurs utilisés (rapports M/L par exemple). Enfin, une validation à terme de la propagation statistique permet d'entrevoir la mise en place de l'inversion dynamique qui permet de remonter à l'histoire d'interaction d'un halo à partir de son état actuel.

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Boldrini, Pierre. "The cusp-core problem in dwarf galaxies : new solutions". Thesis, Sorbonne université, 2020. http://www.theses.fr/2020SORUS082.

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Resumen

Cette thèse porte sur la nature de la matière noire (MN) et plus particulièrement sur le problème de la disparité des profils de densité interne de MN dans les galaxies naines, le problème « cusp-core". Nous avons commencé par réétudier ce problème pour la galaxie naine, Fornax, en utilisant la distribution spatiale et de masse des amas globulaires observée afin de contraindre le profil de MN. Ensuite, nous avons démontré avec des simulations N-corps que les minihalos de MN, en tant que nouvelle composante des amas globulaires, résolvent à la fois le "timing problem" et le problème "cusp-core" dans Fornax — dans le cas où les amas globulaires ont été récemment accrétés. Par ailleurs, nous avons examinés si les candidats de MN sous la forme de trous noirs primordiaux (TNP) peuvent résoudre ce problème dans les galaxies de faible masse. Ce mécanisme fonctionne pour les TNPs entre 25 et 100 Msol mais nécessite que la masse de la population de TNPs soit plus de 1% de la masse totale de MN dans les galaxies naines. Ensuite, nous avons démontré qu'en transférant de l’énergie par friction dynamique dans le centre des galaxies naines, le trou noir central est éjecté à des dizaines de parsecs. Enfin, nous démontrons que l'accrétion d'un satellite sur une orbite très excentrique provoque la formation d'un coeur de MN et explique également que le trou noir central soit décentré dans M31
This doctoral research focuses on the nature of the dark matter (DM) and more particularly on the inconsistency of inner DM density profiles in dwarf galaxies, the cusp-core problem. We have found new resolutions of this cold DM challenge at small scales using high resolution fully GPU N-body simulations. First, we have re-investigated the Fornax cusp-core problem using observational results on the spatial and mass distributions of globular clusters in order to put constraints on the DM profile. Then, N-body simulations were designed to demonstrate that DM minihalos, as a new component of globular clusters, resolve both the timing and cusp-core problems in Fornax if the globular clusters were recently accreted. Secondly, we have examined whether DM candidates in the form of PBHs can solve the cusp-core problem in low-mass galaxies. This mechanism works for PBHs in the 25-100 Msol mass window but requires a lower limit on the PBH mass fraction of 1% of the total dwarf galaxy DM content. Then, we have demonstrated that subhalos sink and transfer energy via dynamical friction into the centres of dwarf galaxies. This dynamical heating kicks any central intermediate massive BH out to tens of parsecs. Finally, we demonstrate that accretion of a satellite on a highly eccentric orbit causes the formation a DM core and naturally explains a present BH offset by sub-parsecs in M31

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Tesis sobre el tema "Galaxie : dynamique"

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