L'astrophysique voit émerger au début du XXe siècle une nouvelle spécialité : l'astrophysique extragalactique. Les travaux de Vesto Slipher inaugurent le passage du concept de nébuleuses à celui de galaxie. Notre travail repose sur une analyse des archives de l'observatoire Lowell, une revue de périodiques et d'ouvrages astronomiques sur cette période et de nombreuses sources historiques et philosophiques. L'introduction résume l'état des connaissances à la fin du XIXe siècle. La première partie retrace la vie et l'œuvre de Slipher avec la découverte inattendue de leur grande vitesse radiale. Avec ces données Hubble établit la relation vitesse-distance et De Sitter teste des hypothèses cosmologiques en relation avec la théorie de la Relativité Générale. La seconde partie examine comment est né le concept de galaxies, en particulier comment Slipher passe du modèle de nébuleuse protostellaire à celui de nébuleuse extragalactique. La troisième partie s'interroge sur le contexte culturel et professionnel de l'apparition de l'astrophysique extragalactique et en particulier l'avance des Etats-Unis et les raisons du retard français.

Le travail de cette thèse s'inscrit dans le vaste domaine de l'astrophysique de laboratoire, avec la création et la caractérisation d'un régime dans lequel la matière et le rayonnement sont étroitement couplés. Cela met en jeu des techniques de génération de chocs très rapides et très chauds conduisant à ce que l'on appelle les chocs radiatifs. L'objectif de cette thèse est d'une part de recréer en laboratoire les conditions d'un choc radiatif, d'autre part de l'étudier en mesurant un grand nombre de paramètres simultanément pour donner une cohérence la plus haute possible. On présentera aussi pour chaque mesure, la comparaison avec les codes de simulation de l'hydrodynamique radiative. Au cours de cette thèse, nous avons effectué au sein du laboratoire LULI deux campagnes expérimentales sur deux installations laser différentes (l'ancienne chaîne 6F et le tout nouveau LULI2000). La première campagne s'est déroulée en 2002 et la seconde au début 2005. Ces expériences ont fait l'objet de nombreuses collaborations. Outre l'apport important des équipes techniques du LULI (équipe laser, équipe d'exploitation, équipe mécanique, ...), les équipes extérieures (le CEA-DAM, le LUTH et le GEPI de l'observatoire de Paris Meudon et l'université de Rome «La Sapienza» en Italie) ont notamment participé à la définition des expériences, la conception et fabrication des cibles et au calcul numérique.

Cette thèse est consacree au problµeme de separation de composantes lorsque celles ci sont des images de structure differente et que l'on en observe un ou plusieurs melange(s) ou(s) et bruite(s). Les problµemes de deconvolution et de separation, traditionnellement etudies separement, sont ici traites simultanément. Une façon naturelle d'aborder le problµeme multicomposants/multiobservations est de generaliser les techniques de deconvolution d'une image unique. Le premier resultat presente est une etude mathematique d'un tel algorithme. Preuve est faite que celuici est convergent mais pas regularisant et une modification restaurant cette propriete est proposee. Le sujet principal est le developpement et la comparaison de deux methodes pour traiter la deconvolution et separation simultanees de composantes. La premiµere methode est basee sur les propriétes statistiques locales des composantes tandis que dans la seconde, ces signaux sont decrits par des espaces fonctionnels. Les deux methodes utilisent des transformees en ondelettes redondantes pour simplifier les donnees. Les performances des deux algorithmes sont evaluees et comparees dans le cadre d'un problµeme astrophysique : celui de l'extraction des amas de galaxies par l'effet Sunyaev-Zel'dovich dans les images multispectrales des anisotropies du fond cosmique. Des simulations realistes sont etudiees. On montre qu'µa haute resolution et niveau de bruit modere, les deux methodes permettent d'extraire des cartes d'amas de galaxies de qualite suffisante pour des etudes cosmologiques. Le niveau de bruit est un facteur limitant µa basse resolution et la methode statistique est robuste µa la presence de points sources.

En astrophysique nucléaire, le cycle CNO chaud permet la combustion de l'hydrogène et de l'hélium au sein d'environnements stellaires explosifs tels que les novæ et les sursauts X. Il est communément admis aujourd'hui, que sous certaines conditions de température et de densité, il est possible d'échapper à ce cycle et de produire ainsi des éléments plus lourds. Une réaction candidate à cet échappement est la réaction 15O(α,γ)19Ne. Bien qu'actuellement l'étude directe de l'état résonant d'intérêt astrophysique de cette réaction soit impossible à réaliser, il est nécessaire d'entreprendre d'importantes mesures préliminaires qui font l'objet du présent travail: i) le court temps de vie de l'élément radioactif 15O, à savoir deux minutes, implique qu'une étude directe de cette réaction devra être faite par la technique de la cinématique inverse, ce qui nécessitera une cible d'hélium. Ce travail montre notamment que les cibles d'hélium implanté que nous avons réalisées, constituent une solution de remplacement crédible face aux classiques cibles gazeuses ; ii) les propriétés des niveaux du 19Ne au-dessus du seuil 15O+α devront être connues, en particulier, leurs largeurs partielles α et γ ; nous avons réalisé une première mesure de la largeur a d'un niveau ½+ à une énergie de 5.351 MeV ; enfin, iii) un séparateur de recul détectant les ions 19Ne sera indispensable pour mesurer la réaction 5O(α,γ)19Ne ; nous avons caractérisé un tel dispositif, le séparateur ARES, au moyen de la réaction miroir 15N(α,γ)19F. En résumé, ce travail apporte une série d'indications et d'informations nécessaires en vue d'une future mesure directe de la réaction 15O(α,γ)19Ne.

Les comètes nous renseignent sur les conditions physico-chimiques du Système Solaire en formation. Leur observation en interférométrie millimétrique permet de cartographier l'émission des molécules dans la coma interne et d'étudier la morphologie du dégazage depuis le noyau. Des données de qualité unique ont été obtenues sur la comète C/1995 O1 (Hale-Bopp) avec l'interféromètre du Plateau de Bure de l'IRAM. Au cours de ma thèse j'ai analysé les données concernant H2S, SO, CS et CO. Mes travaux montrent que les molécules H2S et CO proviennent du noyau. La distribution radiale de l'emission de CS est compatible avec une source légèrement étendue, en accord avec sa production par la photolyse de CS2. Le taux de photodissociation de CS est mesuré. La distribution radiale de SO est plus étendue que si ce radical était créé uniquement par la photodissociation de SO2. Cela suggère la présence dans la coma d'une autre source de SO ou d'une source étendue de SO2. Les observations indiquent que H2S est libéré de manière quasi isotrope à la surface du noyau. CS et SO sont présents dans un jet à haute latitude sur le noyau. Le jet de CO proche de l'équateur résulte d'une inhomogénéité de production à la surface et non d'une structure de choc liée à la forme et à la topographie du noyau, comme le montrent les simulations réalisées à partir des résultats d'un modèle hydrodynamique de coma. Nous interprétons les différences entre les profils de dégazage des différentes espèces comme une conséquence de l'inhomogénéité de composition du noyau. Les outils et les méthodes développés seront utiles pour préparer et analyser les futures observations de comètes en interférométrie millimétrique.

Mon travail de thèse concerne l'étude de la matière interstellaire, notamment l'émission submillimétrique des grains de poussière mais aussi l'évolution de leurs propriétés, des milieux diffus vers les milieux denses, aussi bien dans notre Galaxie que dans le Grand Nuage de Magellan.<br /> J'ai participé au développement d'un modèle d'émission submillimétrique des poussières, et j'ai ajusté ses paramètres de manière à ce qu'il soit capable de reproduire les faits observationnels. Ce modèle prend en compte la nature amorphe des grains. Il considère une distribution désordonnée de charges à l'échelle macroscopique, et une distribution de systèmes à deux niveaux à l'échelle microscopique.<br /> J'ai comparé l'émissivité des grains dans des régions atomiques (HI) et moléculaires (CO) de notre Galaxie. J'ai montré que la pente et le niveau des émissivités des grains augmentent notablement dans la majorité des régions denses de notre Galaxie, dans la gamme 100-550 Μm. Les conclusions de ce travail confortent l'idée de coagulation des grains.<br />Enfin, je me suis concentrée sur l'étude de la poussière dans le Grand Nuage de Magellan (LMC). J'ai pu mettre en évidence pour la première fois une sous-abondance de la poussière dans le LMC. De plus mes résultats montrent que les variations spatiales des différentes compositions de la poussière et du champ de rayonnement à travers cette galaxie, sont gouvernées par l'activité de formation stellaire, présente et passée. Pour finir je me suis interrogée sur les interprétations possibles concernant les différences observées entre les phases atomiques et moléculaires du LMC.

Au cours de cette thèse, j'ai étudié $33$ étoiles extrêmement déficientes du halo galactique (ayant moins de $500$ fois moins de métaux que le So<br />leil) observées au VLT avec le spectrographe à haute résolution UVES. Ces étoiles sont les témoins des tous premiers âges de notre Galaxie. La co<br />nnaissance détaillée de leur composition chimique permet de contraindre les modèles de formation et d'évolution de notre galaxie.<br /><br />J'ai pu déterminer dans ces étoiles les abondances de $17$ éléments avec une précision inégalée, allant du carbone au zinc, et en particulier, ce<br />lles d'éléments «clés» comme l'oxygène et le zinc, pour comprendre quel type de supernova a enrichi la matière au début de la vie de la Galaxie.<br /><br />J'ai montré en particulier que l'on peut expliquer les rapports d'abondance observés sans faire intervenir de supernova supermassive (dont la mas<br />se dépasse $100$\Msol~).<br /><br />Par ailleurs, l'évolution des abondances en fonction de la métallicité moyenne est comparée aux modèles d'évolution chimique de la Galaxie. Notre<br /> étude portant sur des étoiles réputées être nées au tout début de la vie de notre Galaxie, nous apportons des contraintes observationnelles fort<br />es à ces modèles.

La turbulence atmosphérique est la principale limitation à la haute<br />résolution angulaire pratiquée en astronomie. Elle se traduit par des<br />variations de la phase du champ rayonné par l'astre observé. En<br />interférométrie, ce problème a été résolu par l'utilisation de fibres<br />optiques monomodes qui filtrent le front d'onde de manière à rendre<br />le rayonnement parfaitement cohérent. Cette technique, appliquée sur<br />l'interféromètre IOTA, nous a permis de mesurer avec une grande<br />précision les fréquences spatiales de sept étoiles évoluées. A partir<br />d'une technique de déconvolution en aveugle, nous avons imagé la<br />surface de ces sept objets. Bételgeuse et Mu Cep, deux<br />supergéantes rouges, ainsi que R leo, Mira et Chi Cyg, trois étoiles<br />variables de type Mira, mais également l'étoile symbiotique CH Cyg ont montré<br />des structures très diverses, avec des photosphères d'apparence<br />fortement dissymétriques. Seule la géante rouge Arcturus n'a pas<br />présenté ces caractéristiques. Nous avons, notamment, pu estimer la<br />masse de Chi Cyg à 0,88 +/- 0,04 Msol à partir de la trajectoire<br />balistique de la haute atmosphère de l'étoile.<br /><br />Au vu de ces résultats, nous proposons d'utiliser les techniques de<br />filtrage spatial interférométrique pour corriger l'effet de la<br />turbulence au sein de la pupille d'un télescope. Cette technique, le<br />réarrangement de pupille, a requis le développement d'un algorithme<br />spécifique de réduction des données. Nous montrons qu'il permet de<br />reconstruire des images affranchies de l'influence de la turbulence<br />atmosphérique et limitées uniquement par le bruit de photon dans le<br />domaine visible. Nos simulations montrent qu'un tel système peut<br />fournir des images à la limite de diffraction des grands télescopes<br />avec des dynamiques d'au moins le million. Cette technique est<br />en cours de validation expérimentale par la construction d'un<br />démonstrateur en laboratoire.

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

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