Les galaxies irrégulières naines renferment de multiples mystères quant à leur fonctionnement et à leur évolution. Malgré ces énigmes, elles sont très importantes pour comprendre l'évolution de l'Univers, puisque certains scénarios cosmologiques suggèrent qu'elles constitueraient les bases fondamentales de la fusion hiérarchique des galaxies. La galaxie irrégulière naine NGC 4449 est la candidate parfaite pour étudier avec une haute résolution les comportements des galaxies du début de l'Univers, à cause de sa forte ressemblance avec celles-ci. Des données prises avec une haute résolution spatiale et spectrale sont utilisées pour obtenir de l'information à l'échelle des amas stellaires individuels, tout comme à l'échelle de la galaxie entière. Il est donc possible de relier les mécanismes de formation stellaire globaux de la galaxie aux propriétés morphologiques, chimiques, et cinématiques des régions de formation stellaire récente. Dans ce mémoire, la théorie des galaxies naines et irrégulières est explorée, en se concentrant particulièrement sur les propriétés reliées à la formation stellaire. Les caractéristiques de la galaxie irrégulière naine NGC 4449, qui constitue le sujet de cette étude, sont ensuite détaillées. Ses régions H ii, régions de gaz ionisé associées aux amas stellaires jeunes, sont subséquemment détectées et étudiées de manière statistique, pour en apprendre plus sur l'activité de formation stellaire et l'histoire évolutive de NGC 4449. Cette étude fait partie du grand programme SIGNALS, visant l'étude de l'évolution des galaxies qui utilise les données acquises à l'aide de l'instrument SITELLE au CFHT. / Dwarf irregular galaxies still hold multiple mysteries regarding their behaviours and evolution. However, they are crucial systems to understand the evolution of the Universe, as they represent the fundamental building blocks of hierarchical galaxy fusion in certain cosmological scenarios. The dwarf irregular galaxy NGC 4449 is the perfect candidate to study, with a high resolution, the behaviours of the galaxies at the beginning of the Universe, due to its strong resemblance with them. High spatial and spectral resolution data is used to obtain information on the stellar cluster scale, as well as on the scale of the entire galaxy. It is thus possible to link the global star formation mechanisms of the galaxy to the morphological, chemical, and kinematical properties of the recent star formation regions. In this work, the theory of the dwarf and irregular galaxies, especially regarding their properties related to the stellar formation, is explored. The characteristics of the dwarf irregular galaxy NGC 4449, the subject of this study, are detailed thereafter. Its H ii regions, regions of ionised gas associated to young stellar clusters, are then detected and statistically studied to gain more insight on the star-forming activities and the evolution of NGC 4449. This study is part of the SIGNALS large program, which aims to study the evolution of galaxies in the nearby Universe, by using data from the SITELLE instrument at the CFHT.

Les régions Hɪɪ sont des laboratoires clés pour étudier le processus de formation d'étoiles dans les galaxies. Avec l'avènement des imageurs spectroscopiques, qui permettent d'acquérir l'information spatiale et spectrale simultanément, plusieurs relevés de galaxies ont été mis sur pied pour quantifier l'impact que peut avoir l'environnement galactique sur le processus de formation stellaire. Parmi ceux-ci, il y a SIGNALS, un programme d'observation du Télescope Canada-France-Hawaii qui utilise SITELLE pour caractériser le spectre visible de plus de 50 000 régions Hɪɪ spatialement résolues dans 31 galaxies proches. C'est dans ce cadre qu'émerge ce projet de maîtrise sur NGC 925. NGC 925 présente une structure faiblement barrée et des bras spiraux asymétriques. Les données uniques de SITELLE permettent d'identifier plus de 1200 régions d'émission avec une résolution de 40 parsecs et d'évaluer à la fois les propriétés physiques et dynamiques de ces régions, la source principale d'ionisation, la correction des flux selon l'extinction par la poussière, en plus de leur fonction de luminosité. Ainsi, on peut conclure que la majorité des régions d'émission détectées sont des régions Hɪɪ. Un taux de formation stellaire de 0.68 ± 0.07 M$_{⊙}$ans$^{-1}$ est mesuré selon la luminosité Hα de la galaxie. Les abondances chimiques des régions Hɪɪ de la galaxie révèlent un faible gradient de métallicité avec une pente de −0.012 ± 0.003 dex kpc$^{-1}$. Une analyse des rapports de raies d'émission révèle que les régions de la barre et du bras sud de la galaxie sont statistiquement différentes des régions des autres structures galactiques. La majorité des régions de formations stellaires les plus lumineuses se retrouvent dans le bras sud et leurs abondances chimiques sont plus faibles. De plus, les ratios entre différentes raies d'émission indiquent que ces régions abritent un flux ionisant plus intense en lien avec des amas stellaires plus jeunes. Ce résultat est aussi soutenu par la grande largeur équivalente de la raie Hα. Ces indices laissent présager que le bras sud de la galaxie abrite un épisode de formation stellaire distinct de ceux qu'on observe dans le reste de la galaxie, possiblement causé par de l'accrétion de gaz intergalactique. / Hɪɪ regions are key laboratories to study the star-forming process in galaxies. With the advent of imaging spectrographs, where both the spatial and spectral information are acquired simultaneously, many galaxy surveys have been established to quantify the impact of the galactic environment on the star-forming process. SIGNALS is among them, a large observing program of the Canada-France-Hawaii Telescope which makes use of SITELLE to characterize the visible spectrum of more than 50 000 Hɪɪ regions spatially and spectroscopically resolved in 31 nearby galaxies. This is the context in which the master project on NGC 925 emerges. NGC 925 presents a weak barred structure and asymmetric spiral arms. SITELLE hyperspectral datacubes allow to identify more than 1200 emission regions with a resolution of 40 parsec to measure both the physical and dynamical properties of these regions along with their main ionization source, their extinction, and their luminosity function. Consequently, we conclude that the majority of these emission regions are Hɪɪ regions. A star formation rate of 0.68 ± 0.07 M$_{⊙}$yr$^{-1}$ is estimated from the galaxy Hα luminosity. The chemical abundances of the Hɪɪ regions display a shallow gradient of −0.012 ± 0.003 dex kpc$^{-1}$. The analysis of the emission line ratios reveals that the regions of the bar and southern arm are statistically different to the regions of the other galactic structures. The majority of the brightest Hɪɪ regions of the galaxy are found within the southern structure, and their chemical abundances are systematically smaller. Additionally, different emission lines ratio indicate that the ionizing sources are more intense and related to younger star clusters. This is also supported by their larger Hα equivalent width. These clues indicate that the southern arm may be hosting a distinct episode of star formation than the one observed in the rest of the galaxy, possibly caused by an inflow of intergalactic gas.

Afin d’étudier l’historique de formation stellaire et d’enrichissement chimique des galaxies spirales barrées, j’ai simulé l’évolution de 27 galaxies spirales, barrées et non barrées, de diverses masses stellaires et fractions de gaz. Alors que les galaxies non barrées présentent une évolution lente et continue sur les deux milliards d’années que durent nos simulations, les galaxies barrées ont une évolution bien plus explosive, et ce particulièrement pour les galaxies les plus massives. Dans un premier temps, je montre que la présence de la barre entraine un flot important de gaz des régions périphériques vers le centre de la galaxie barrée, causant un sursaut de formation stellaire et une croissance importante de l’abondance chimique centrale, et que l’amplitude et la vitesse à laquelle ce sursaut arrive augmentent avec la masse de la galaxie. Cet épisode de sursaut stellaire entraine alors une diminution importante de la masse de gaz, entrainant à son tour une décroissance de la formation stellaire et une stagnation de l’enrichissement chimique pour le reste de l’évolution de la galaxie. Dans un deuxième temps, je montre qu’à cause de la dynamique en deux périodes très différentes des galaxies barrées, deux galaxies de masse très semblable peuvent avoir des taux de formation stellaire et des métallicités complètement différentes en fonction de leur stade évolutif, stade qu’on ne peut déterminer aisément. Cette difficulté est tout aussi importante lorsqu’on compare le coeur des galaxies barrées et non barrées entre elles, étant donné que des coeurs comparables sont situés dans les galaxies très différentes, et que des galaxies semblables ont des coeurs très différents. / We performed a series of 27 gasdynamical simulations of disc galaxies, barred and unbarred, with various masses and gas fractions, in order to study the star formation history and metallicity enrichment in these galaxies. Unbarred galaxies evolve very smoothly, with a star formation rate that varies by at most a factor of three over a period of 2 Gyr and a continuous increase in their metallicity. The evolution of barred galaxies is much more dramatic, especially at high masses. The bar drives a substantial amount of gas in the central region, producing a starburst and rapidly increasing the chemical abundance. Most of the gas is then converted into stars, and gas exhaustion leads to a rapid drop of star formation after the starburst. The consequence is that observational properties of barred galaxies, such as the central stellar mass, chemical abundance or star formation rate, do not vary monotonically with time. Barred galaxies that have a same central stellar mass can have very different total masses, and be at very different stages of their respective evolution, This makes observational comparisons between barred and unbarred galaxies difficult, if galaxies are selected using only one observable.

Les observations suggèrent que la barre est une structure très présente parmi les galaxies spirales, se retrouvant dans près de la moitié des galaxies spirales de l’Univers proche. La présence d’une barre a un impact important sur l’évolution séculaire de la galaxie hôte, puisque cette dernière modifie la distribution spatiale de la matière et crée un flot de gaz vers le centre de la galaxie, provoquant ainsi une rétroaction positive sur la formation stellaire centrale de la galaxie. Une autre structure très présente dans les galaxies est un noyau actif (NAG), soit un trou noir supermassif dans le centre qui interagit avec la matière autour de celui-ci, et la rétroaction de cette interaction forme une région très brillante dans le centre de la galaxie. La rétroaction du NAG réchauffera le gaz environnant par radiation, et pourra aussi appliquer une poussée cinétique sur celui-ci, le poussant vers l’extérieur du centre de la galaxie. Cependant, l’effet de la rétroaction du NAG sur l’évolution de la galaxie et de sa formation stellaire centrale est encore un sujet mal compris, et on ne sait toujours pas si l’effet de cette rétroaction sur la formation stellaire est positif ou négatif. Dans le cadre de ce travail, j’ai effectué un total de 12 simulations de galaxies spirales de masse égale, dont 10 sont barrées. Le but est de vérifier quel est l’effet du NAG en faisant varier la rétroaction du trou noir, la quantité de gaz disponible et l’impact de la barre sur la formation stellaire centrale et globale de la galaxie. Les résultats de mes simulations montrent que la présence d’un NAG aurait un effet plutôt positif sur la formation stellaire lorsqu’il s’agit d’une galaxie spirale barrée, et principalement lorsque la galaxie est encore à un jeune stade de son évolution. Dans le cas d’une galaxie spirale non barrée, l’effet serait au contraire négatif en son centre et négligeable globalement. / Observations suggest that the bar is a very common structure among spiral galaxies, finding itself in near half of the spiral galaxies of the nearby Universe. The presence of a bar has an important impact on the secular evolution of the host galaxy because the latter modifies the spatial distribution of the material and creates a stream of gas toward the center of the galaxy, causing a positive feedback on the central star formation in the galaxy. Another very common structure in galaxies is an active galactic nucleus (AGN), a supermassive black hole in the center of the galaxy, which interacts with matter around it and the feedback from this interaction forms a very bright region in the center of the galaxy. Feedback from the AGN will warm up the surrounding gas by radiation and it can also apply a kinetic kick on it, pushing it outward from the center of the galaxy. However, the effect from the AGN on the evolution of the galaxy and its central star formation is still a misunderstood subject and we still do not know if the effect of the feedback on stellar formation is positive or negative. As part of this work, I made a total of 12 simulations of spiral galaxies of equal mass, which 10 of them were barred. The aim is to verify what is the effect of AGN by varying strength, available gas fraction, and the impact of the bar on the central and global star formation rate in the galaxy. The results of my simulations show that the presence of AGN would have a rather positive effect on star formation in barred spiral galaxy, and especially when the galaxy is still at an early stage of its evolution. However, in the case of a non-barred spiral galaxy, the effect would be opposite, negative in the center and generally negligible.

Ce mémoire résume quelques concepts importants en cosmologie et présente l étude faite par l'auteur sur l'origine de la lumière intra-amas. Pour la réalisation de ce projet, l'auteur a tout d'abord recherché dans la littérature les paramètres à utiliser pour des simulations en langage FORTRAN dont les algorithmes de base sont, dans la première partie du projet, particule-particule et, dans la seconde, particule-particulejparticule-maille. L'auteur a également modifié des codes IDL et UNIX. Enfin, le projet nécessita des centaines de simulations d 'amas isolés dont les résultats ont été analysés en collaboration avec les membres du groupe de recherche et soumis pour publication (Barai, Brito & Martel 2009). Les résultats principaux des simulations décrites dans ce document sont: 1) la destruction des galaxies naines par des fusions domine sur la destruction par des marées, et 2) la destruction des galaxies par des marées est suffisante pour expliquer la lumière intra-amas observée. Finalement, les résultats d 'amas isolés ont été généralisés à une région significative de l'Univers. Ainsi, l'auteur a contribué à la mise en oeuvre d'une simulation particule-particulejparticule-maille et à l'analyse commune des résultats obtenus à ce jour. Les résultats reproduisent la fonction de luminosité de Schechter, et suggèrent que l'approche utilisée est valide et que les résultats sont robustes.

Cette thèse porte sur l’étude des régions HII dans les galaxies proches avec l’instrument SpIOMM, un spectro-imageur à transformée de Fourier à l’Observatoire du Mont-Mégantic. Un échantillon de sept galaxies a été observé avec SpIOMM et un spectrographe longue-fente. La méthode d’analyse proposée profite des avantages des deux instruments. La synthèse des populations stellaires, qui se base sur les données longue-fente, permet de corriger l’ensemble des données SpIOMM pour la présence des profils d’absorption stellaires sous-jacents aux raies d’émission des régions HII. La mesure précise des raies d’émission révèle les détails du gaz ionisé sur toute la surface du disque des galaxies. Un total de 2930 régions HII a été identifié dans les galaxies de l’échantillon. Les caractéristiques physiques de ces régions sont extraites avec des méthodes développées sur-mesure pour les données SpIOMM. Entre autres, des bases de données construites avec des codes de photoionisation sont utilisées pour extraire la métallicité, le paramètre d’ionisation et le rapport d’abondances [N/O] du gaz ionisé. Ces méthodes ont d’ailleurs permis de mettre en évidence certaines lacunes des outils actuellement disponibles pour faire l’analyse des régions HII. La grande résolution spatiale d’SpIOMM révèle les variations des paramètres physiques dans les régions et l’effet du gaz diffus sur les diagnostics. Le profil de luminosité de l’ensemble des régions HII est présenté. Les gradients globaux de métallicité et le rapport d’abondances [N/O] sont mesurés avec précision pour cinq galaxies. L’âge des complexes stellaires contenus dans les régions HII est également estimé. Le profil de luminosité, la courbe de rotation ainsi que certains paramètres de la cinématique des galaxies (vitesse systémique et angle de position) sont obtenus et comparés à la littérature. Mes objectifs de démontrer l’efficacité d’SpIOMM pour l’étude des galaxies et de développer une méthode adaptée aux données de l’instrument pour extraire les paramètres physiques des régions HII ainsi que les caractéristiques générales des galaxies, ont été atteints. Tous les résultats démontrent qu’SpIOMM et SITELLE, son successeur au Télescope Canada-France-Hawaii, sont des instruments inégalables pour l’étude détaillée des raies d’émission dans les galaxies. / This thesis focuses on the study of HII regions in nearby galaxies with SpIOMM, an imaging Fourier transform spectrograph of the Observatoire du Mont-Mégantic. A sample of seven galaxies was observed with SpIOMM and a long-slit spectrograph. The analytical method proposed benefits from the capabilities of both instruments. The synthesis of stellar populations based on the long-slit data allows us to correct the SpIOMM data for the presence of stellar absorption line profiles underneath the HII region emission lines. The accurate measurement of emission lines reveals details of the ionized gas over the whole disk of the galaxies. A total of 2930 HII regions is identified in the whole galaxy sample. The physical characteristics of these regions are extracted using different methods tailored for SpIOMM data. Multiple databases built using photoionization codes are used to extract the metallicity, the ionization factor, and the [N/O] abundance ratio of the ionized gas. These methods have helped to highlight some deficiencies of the currently available tools to analyze the HII regions. The high spatial resolution of SpIOMM underlines the variation of the physical parameters within the regions themselves and, among others, the effect of the diffuse ionized gas on the diagnostics. The luminosity profile for the whole sample of HII regions is presented. The overall metallicity and the [N/O] abundance ratio gradients for five galaxies are measured accurately. The age of the stellar complexes contained in the HII regions is also given. The luminosity profile, rotation curve, and other parameters related to the galaxy kinematics (systemic velocity and position angle) are obtained and compared to the literature. My goals to demonstrate SpIOMM’s efficiency for the study of galaxies and to develop a method adapted to these data in order to extract the HII regions physical parameters and the general characteristics of the galaxies have been reached. All the results demonstrate that SpIOMM and its successor SITELLE, at the Canada-France-Hawaii telescope, are ideal instruments to study in great details the gas emission in galaxies.

Dans le cadre de mon projet de maîtrise, je me suis intéressée à la galaxie spirale NGC 5430 dans le but de mieux comprendre le rôle des barres sur l'évolution galactique. Pour ce faire, j'ai caractérisé les régions de formation d'étoiles jeunes (entre deux et quatorze millions d'années), communément appelées régions HII, à l'aide de données obtenues avec le nouvel instrument SpIOMM et un spectrographe conventionnel à l'Observatoire du Mont-Mégantic. Ainsi, j'ai réalisé l'étude de NGC 5430 au moyen de cartes de l'émission nébulaire, de courbes de rotation et de diagrammes diagnostiques permettant d'estimer la métallicité des régions HII ainsi que l'âge des populations d'étoiles jeunes qu'elles contiennent. J'ai, entre autres, déterminé que les régions HII situées dans la barre de cette galaxie voyageaient plus lentement et possédaient en moyenne des populations stellaires plus jeunes que les régions se trouvant dans les bras spiraux. J'ai également observé que deux vagues de formation stellaire distinctes ont eu lieu à la grandeur de la barre et des bras. De plus, aucun gradient de métallicité et d'âge en fonction du rayon de la galaxie n'a été mesuré, ce qui serait en accord avec la théorie suggérant que la barre constitue un mécanisme de mélange du gaz. Enfin, en comparant les résultats tirés de mes données à ceux présentés dans la littérature pour ce même objet, il m'a été possible de démontrer l'efficacité de SpIOMM

Les vents galactiques sont des éléments importants à considérer dans les simulations numériques à grande échelle car ils ont des impacts sur la formation des galaxies environnantes. Puisque les galaxies sont mal résolues dans de telles simulations, les vents galactiques sont habituellement générés par des méthodes semi-analytiques. Dans le cadre de ce projet, un modèle galactique a été développé afin d'améliorer le modèle semi-analytique de Pieri et al. (2007). Ce nouveau modèle permet de suivre de manière consistante l'évolution de l'enrichissement des galaxies en tenant compte des vents stellaires, des supernovae et de différents scénarios de formation stellaire. Les vents galactiques sont générés par l'énergie thermique provenant des supernovae et des vents stellaires à l'intérieur des galaxies. Avec ce formalisme, seules les galaxies ayant une masse inférieure ou égale à 10¹⁰ MQ risquent de contribuer à l'enrichissement du milieu intergalactique. La distribution des vents galactiques dans ce milieu est calculée en respectant l'ordre chronologique des éjectas. De plus, la composition de ce vent peut désormais être décomposée en 31 éléments chimiques. Pour la même quantité d'étoiles formées durant l'évolution galactique, un taux de formation stellaire de longue durée produit un plus long vent galactique qu'un taux de formation stellaire de courte durée. Cependant, ce vent est alors moins dense et moins concentré en métaux. En augmentant l'efficacité de formation stellaire, la portée et la métallicité du vent galactique augmentent également. Par contre, dans certains cas, une trop grande quantité d'étoiles peut complètement balayer le milieu interstellaire de son gaz, ce qui altère l'évolution du vent galactique. Pour respecter la quantité de métaux observée dans le milieu intergalactique, les vents galactiques doivent provenir des galaxies ayant possédé une métallicité initiale différente de zéro au moment de leur formation. Dans ce cas et lors d'une collision galactique, les vents stellaires peuvent contribuer de manière significative au bilan énergétique et à la quantité de carbone et d'azote éjectée dans le milieu intergalactique.

Les données détaillées obtenues grâce au spectro-imageur OASIS de la région centrale de 7 galaxies spirales barrées : NGC 2718, NGC 4385, NGC 4900, NGC 5430, NGC 5921, NGC 7177 et NGC 7798, montrent une combinaison de raies d'émission nébulaire et de raies d'absorption stellaire ainsi que des structures morphologiques intéressantes (anneau, barre et/ou spirale nucléaire). Cette mixture de raies d'émission produites par des étoiles chaudes et de raies d'absorption associées à des étoiles froides propose la présence de plus d'une population dans chaque lentille observée. Pour séparer ces deux populations, j'ai développé une technique itérative fondée sur les statistiques bayésiennes. Cette technique me permet de trouver les populations les plus probables pour reproduire les indicateurs mesurés dans les spectres (Hα; et Hβ en émission pour les étoiles jeunes et la bande de Mg₂, Fel[lambda]5270 et 5335 ainsi que Hβ en absorption pour l'absorption stellaire directement) en les comparant aux résultats de codes de synthèse spectrale évolutive. La technique itérative me donne aussi des estimés de l'abondance d'oxygène du gaz nébulaire, de la métallicité stellaire, du taux de formation stellaire ainsi que de la masse de chacune des populations. De plus, les raies du milieu nébulaire me permettent de caractériser l'émission de chaque lentille et de mesurer l'extinction E(B-V) qui y est présente. À partir de ces informations, j'arrive à formuler des scénarios quant à l'histoire de la formation stellaire à l'intérieur de la région centrale des galaxies. Toutes les galaxies de l'échantillon montrent une succession d'épisodes de formation stellaire avec l'absence d'une progression constante de la métallicité dans les populations. Je propose donc que l'ensemble des galaxies de mon échantillon ait connu à divers moments des écoulements de gaz le long de la barre vers la région centrale. Ces écoulements de gaz seraient à l'origine des épisodes de formation stellaire observés et de l'activité nucléaire dans certain cas.