Thesis (Ph. D.)--Harvard University, 1991. / Includes bibliographical references.

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

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

WD 1145+017 est une étoile naine blanche polluée par des métaux avec un astéroïde en décomposition autour d’elle. Ce système est le premier à montrer la phase de décomposition active de l’objet polluant, et permet d’en apprendre sur cette phase du phénomène d’accrétion. Les différentes observations montrent un système très complexe qui est composé de plusieurs morceaux de l’objet rocheux, d’un disque de poussière et d’un disque de gaz, tous en orbite autour de la naine blanche polluée. Nous présentons un modèle de disque de gaz excentrique en précession conçu pour l’étude des zones d’absorption circumstellaire variables détectées pour WD 1145+017. Ce modèle, inspiré de celui récemment présenté par Cauley et al., calcule explicitement l’opacité du gaz pour toutes conditions physiques du disque prédéterminées et prédit la force et la forme de toutes les zones d’absorption, de l’ultraviolet au visible, à n’importe quelle phase du cycle de précession. Les réussites et échecs de ce modèle simple fournissent de l’information précieuse concernant les caractéristiques physiques du gaz qui entoure l’étoile, entre autres sa composition chimique, sa température et sa densité. Le modèle de disque excentrique met aussi en évidence le besoin de composantes supplémentaires, probablement des anneaux circulaires, pour expliquer la présence d’absorption à décalage de vitesse nul ainsi que celle de raies de Si hautement ionisé. Nous trouvons qu’une période de précession de 4.6±0.3 ans peut reproduire avec succès la forme et le profil de vitesse observé pour la majorité des époques d’observation d’avril 2015 à janvier 2018, bien que des différences mineures à certains moments indiquent que la configuration géométrique supposée n’est probablement pas encore optimale. Finalement, nous montrons que notre modèle peut expliquer quantitativement le changement morphologique des zones d’absorption durant les transits de l’objet en orbite autour de l’étoile. / WD 1145+017 is a metal polluted white dwarf with an actively disintegrating asteroid orbiting around it. This system is the first to show the active decomposition phase of the accretion process. The different observed data show a complex system composed of many pieces of the rocky objets, a dust disk and a gaseous disk, all orbiting the polluted white dwarf. We present an eccentric precessing gas disk model designed to study the variable circumstellar absorption features detected for WD 1145+017. This model, inspired by one recently proposed by Cauley et al., calculates explicitly the gas opacity for any predetermined physical conditions in the disk, predicting the strength and shape of all absorption features, from the UV to the optical, at any given phase of the precession cycle. The successes and failures of this simple model provide valuable insight on the physical characteristics of the gas surrounding the star, notably its composition, temperature and density. This eccentric disk model also highlights the need for supplementary components, most likely circular rings, in order to explain the presence of zero velocity absorption as well as highly ionized Si lines. We find that a precession period of 4.6±0.3 yrs can successfully reproduce the shape of the velocity profile observed at most epochs from April 2015 to January 2018, although minor discrepancies at certain times indicate that the assumed geometric configuration may not be optimal yet. Finally, we show that our model can quantitatively explain the change in morphology of the circumstellar feature during transiting events.

Les oscillations acoustiques de baryons (BAO) constituent une règle standard permettant de contraindre les différents modèles cosmologiques. Cette thèse rend compte de la première mesure des BAO dans la fonction de corrélation de la fraction de flux transmise des forêts Lyman-α des quasars à grands décalages spectraux. Cette détection utilise 89322 spectres de quasars mesurés par le Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) de la troisième génération du Sloan Digital Sky Survey (SDSS-III). Les quasars considérés possèdent des décalages spectraux compris dans l'intervalle 2,1 < z < 3,5. Un pic dans la fonction de corrélation est détecté à 1,043+0,021−0,020 fois la position attendu du pic BAO pour le modèle de concordance ΛCDM. Cette mesure permet de contraindre la distance angulaire DA ainsi que le paramètre de Hubble H à un décalage spectral moyen z = 2,38. Par ailleurs cette thèse présente une nouvelle méthode de sélection des quasars par variabilité. Cette méthode est appliquée à la région du Stripe 82 où un grand nombre de données photométriques multi- époque est disponible. Sur cette région, elle permet d'atteindre une densité d'environ 30 deg−2 quasars contre 18 deg−2 pour les sélections usuelles par couleur.

La mission Cassini fourmille d'outils de haute précision pour l'exploration de Saturne, de ses satellites et de son système d'anneaux. L'instrument UVIS permet d'analyser la structure des anneaux par l'observation d'occultations stellaires. Il dispose pour cela de la meilleure résolution spatiale disponible (de l'ordre de la dizaine de mètres, variable avec la géométrie de l'occultation et la navigation de la sonde), ce qui permet de mieux comprendre la physique inhérente aux anneaux. En particulier, nous avons été à même d'observer, disséquer, modéliser et valider les interactions entre les anneaux et les satellites. Nous nous sommes intéressés dans un premier temps à des structures larges de quelques kilomètres, créées par des résonances avec des satellites extérieurs aux anneaux principaux. L'observation de telles structures dans l'anneau C, ainsi que l'association de certaines avec des résonances nous a permis de contraindre les paramètres physiques des anneaux. Cependant, la plupart des structures observées ne peuvent être expliquées par de simples résonances avec des satellites extérieurs, même si nous ne connaissons pas les autres mécanismes pouvant générer de telles signatures. Nous avons identifié 4 ondes de densité associées aux résonances de Linblad interne 4:1 avec Mimas, 2:1 avec Atlas, 6:2 avec Mimas ou 4:2 avec Pandore, ainsi qu'une onde verticale nodale, la Titan -1:0. En modélisant la relation de dispersion de ces ondes, nous avons pu déterminer la densité de masse surfacique (entre $0.22 ~(\pm 0.03)~$ to $1.42 ~(\pm 0.21)~\mathrm{g~cm^{-2}}$) et les coefficients d'extinction massique (entre $0.13~(\pm 0.03)$ et $0.28~(\pm 0.06)~\mathrm{cm^{2}~g^{-1}}$). Ces valeurs, plus grandes que dans l'anneau A et la Division de Cassini où Colwell et al., 2009 avait déterminé des coefficients d'extinction massiques de 0.01 -- 0.02 $\mathrm{cm^{2}~g^{-1}}$ dans l'anneau C et 0.07 -- 0.12 $\mathrm{cm^{2}~g^{-1}}$ dans la Division de Cassini, indiqueraient des particules plus petites dans l'anneau C. On peut alors emettre l'hypothèse que soit les particules des différents anneaux ont différentes origines, soit les présentes distributions ne sont pas primordiales et ont subi des évolutions différentes. La masse de l'anneau C est estimée équivalente à celle d'un satellite d'une trentaine de kilomètres de rayon, avec une densité proche de celle de Pan ou Atlas tandis que son épaisseur serait comprise entre 2 et 6 mètres. En appliquant une analyse similaire aux autres anneaux principaux, nous avons pu également déterminer leurs masses, en accord avec les précédentes études. L'étude des sillages de satellites tels que Pan ou Daphnis nous a permis d'invalider la presence de lune suffisament grosse dans la division de Huygens pour créer des sillages dans l'annelet Huygens. Cependant, nous avons observé une population de trous nets dans l'anneau C et la Division de Cassini. Nous interprétons ces "ghosts" comme les zones de vide créées autour de petites lunes au sein des anneaux (ces signatures, en forme de "S", sont appelées "propellers"). Plus petits que les propellers observés dans l'anneau A, ceux-là seraient larges de quelques dizaines de centimètres à quelques dizaines de mètres. Au moyen de simulations numériques et d'algorithmes de Monte-Carlo, nous avons montré que ces propellers définissent une seconde population de particules, ne pouvant être interprétée comme une prolongation des distributions de particules proposées par Zebker et al., 1985: nous estimons des indices de lois de puissance pour ces distributions cumulatives de taille de particules autour de 0.8 pour la Division de Cassini et 0.6 pour l'anneau C (au lieu de respectivmeent 1.75 et 2.1). La question de l'âge et de la durée de vie de ces propellers rejoint celle de leur formation: ont-ils été formés par accrétion ou ont-ils migré dans les anneaux après fragmentation d'un corps plus massif? Espérons que la prolongation de la mission Cassini pourra apporter des élements pour trancher sur l'origine des ces lunes.

Cette thèse présente une étude de certains effets systématiques instrumentaux et astrophysiques, pouvant affecter les performances des nouvelles et futures générations d'observations de la polarisation du fond diffus cosmologique (CMB). Nous étudions l'impact de ces effets sur les objectifs scientifiques de ces observations, ainsi que les techniques pour leur élimination. Ce travail se concentre sur les problèmes généraux que rencontrent les expériences de manière générale, mais se penche également sur les questions plus spécifiques soulevées dans le cadre de l'expérience d'observation des modes-B du CMB, POLARBEAR. L'objectif principal de l'effort actuel pour l'étude de la polarisation du CMB est une détection des anisotropies primordiales appelées modes-B --- une signature des théories inflationnaires non détectée à ce jour. Cela aurait un grand impact sur notre compréhension de l'univers, mais aussi des lois fondamentales de la physique. Comprendre, modéliser, et, finalement, éliminer ces effets systématiques sont des éléments indispensables pour tout pipeline d'analyse moderne du CMB. Sa réussite, de concert avec une haute sensibilité instrumentale, décidera du succès final des efforts entrepris. Dans cette thèse je décris tout d'abord l'optique des expériences typiques d'observation du CMB et propose un paramétrage des polarisations instrumentale et croisée. Deuxièmement, je présente un modèle décrivant la contamination atmosphérique et utilise celui-ci afin de donner quelques aperçus sur le rôle et l'impact de l'atmosphère sur les performances des expériences au sol. J'indique également comment ces résultats peuvent être utilisés pour améliorer le contrôle des effets atmosphériques dans l'analyse des données CMB. Ensuite, je discute d'une autre source d'effets systématiques venant du ciel --- les avants-plans astrophysiques polarisés. Dans ce contexte, je présente d'une part une nouvelle approche pour prédire les performances des futures expériences prenant en compte la présence des avant-plans, et d'autre part je propose un cadre pour l'optimisation des expériences afin qu'elles puissent atteindre de meilleures performances. Cette partie de la thèse est issue d'un travail commun avec F. Stivoli et R. Stompor. Je présente enfin une expèrience phare pour l'observation de la polarisation du CMB, POLARBEAR, dans laquelle j'ai été impliqué au cours de mes études doctorales. Je décris le statut actuel et les performances de l'instrument ainsi que quelques étapes de son pipeline d'analyse des données. En particulier, je montre des méthodes d'estimation de certains des paramètres introduits pour la modélisation d'effets systématiques, à partir de données simulées. Ce travail a été réalisé en collaboration avec les membres de l'équipe POLARBEAR.

Ce travail de thèse se focalise sur l'usage de grands sondages pour extraire de l'information sur la cosmologie. Une photométrie de précision joue un rôle clé dans cette quête à travers la détermination de redshifts photométriques ainsi que la propagation des erreurs dans les résultats cosmologiques ; thème unissant les deux parties de cette thèse. Après une revue de la cosmologie et des mesures favorisant le modèle ΛCDM, ainsi qu'une description du Large Synoptic Survey Telescope (LSST), la première partie de ce travail se porte sur l'étude de la variation des principaux constituants de l'atmosphère sur la photométrie au sol, au niveau du site du LSST à Cerro Pachón, au Chili. Nous utilisons des données récentes sur l'ozone, la vapeur d'eau et les aérosols pour en construire une simulation de longue durée et estimer quantitativement l'influence des gradients spatiaux et temporels de ces constituants sur la procédure de la calibration du LSST. La deuxième partie de ce travail débute par une description théorique de l'effet de lentille gravitationnelle, avec un accent sur le lentillage faible. Après une comparaison des avantages et inconvénients inhérents aux mesures de cisaillement cosmique, nous explorons l'utilisation de l'amplification cosmique conjointement à la séparation tomographique en redshift permise par le LSST afin de contraindre les modèles. Nous trouvons que l'amplification cosmique, bien qu'affectée par le clustering intrinsèque, représente une sonde prometteuse du biais des galaxies et de l'énergie noire, complémentaire au cisaillement cosmique, et qui augmente la robustesse des contraintes cosmologiques provenant des mêmes relevés.

La distribution tridimensionnelle de la matière interstellaire (ou milieu interstellaire, MIS) dans la Galaxie est un outil très général encore peu développé aujourd'hui, une raison majeur étant la difficulté d'estimer les distances aux complexes nuageux, une situation qui va changer très prochainement grâce à la mission Gaia. En effet, la détermination des distances aux nuages fait appel à la technique des mesures d'absorption le long des lignes de visée vers les étoiles, et donc requiert les valeurs de leurs distances, lesquelles seront précisément mesurées par Gaia. Une des techniques permettant d'estimer la structure 3D du MIS est l'inversion des colonnes absorbantes de gaz et de poussière mesurées vers un grand nombre d'étoiles situées à différentes distances et dans différentes directions. Le travail présenté dans cette thèse contribue à la constitution des bases de données nécessaires à cette technique, pour le milieu interstellaire proche, à l'étude des résultats de ces inversions, ainsi qu'aux liens entre différents traceurs de la matière interstellaire. L'ensemble se place dans la perspective des avancées qui seront permises en ce domaine grâce à Gaia et aux programmes en support à la mission. Le titre de cette thèse fait en ce sens référence aux utilisations des cartographies du MIS proche comme test des outils d'inversion qui doivent être développés vers les plus grandes échelles dans le contexte de la mission, et d'autre part aux utilisations des cartes comme supports à la détermination des paramètres stellaires, en fournissant des contraintes sur le rougissement lorsque celui-ci ne peut être déduit de façon indépendante par les observations spectroscopiques. Une première partie concerne l'acquisition et l'analyse de données spectroscopiques, avec en particulier la correction des raies telluriques et l'extraction des informations sur les raies interstellaires du sodium neutre NaI et du calcium ionisé CaII. Une deuxième partie présente l'ensemble des résultats. Une troisième partie est consacrée aux distributions 3D obtenues par inversion de la base ainsi augmentée, et à la recherche de liens entre les nuages denses proches reconstruits en 3D et les mesures d'émission radio par HI et CO. Une quatrième partie est une étude préparatoire aux analyses des relevés spectroscopiques en support à Gaia. Un premier volet est l'étude des incertitudes liées à la saturation des raies interstellaires du sodium neutre pour les étoiles distantes et aux méthodes potentielles pour les réduire. Un second volet est consacré à l'extraction de deux bandes interstellaires diffuses et à l'étude de leur corrélation avec les autres traceurs, ainsi qu'aux interprétations des valeurs anormales de ces bandes diffuses. Le but premier de ces études est la recherche d'une évaluation de l'extinction indépendante des mesures photométriques de Gaia, pour les objets distants.

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.