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.

Le milieu circum-galactique (CGM pour "Circum-Galactic Medium" en anglais) constitue l'interface entre les galaxies et les grandes structures au sein desquelles elles évoluent. Le milieu inter-galactique est principalement composé de gaz d'hydrogène froid, dit primordial, qui en s'accretant sur les galaxies constitue le carburant de la formation stellaire. La formation stellaire apparait alors régulée par les échanges de matière entre la galaxie et l'extérieur. En ce sens, l'étude de l'environnement des galaxies se révèle cruciale pour comprendre les mécanismes qui régissent leur formation et leur évolution. L'observation directe du CGM est toutefois assez délicate en raison de la chute de brillance des galaxies dans leurs régions externes. Sa détection est d'autant plus difficile pour les galaxies de l'Univers lointain. Quelques techniques existent pour contrecarrer cette difficulté : l'observation du CGM en absorption dans le spectre d'un quasar brillant situe sur la ligne de visée de la galaxie, ou sa détection statistique en combinant de nombreuses images de galaxies. Ces techniques ont toutefois de sévères limitations car elles ne donnent que des informations parcellaires sur le CGM. Je rapporte dans cette thèse la détection de gaz d'hydrogène froid autour de 145 galaxies (soit 80% des galaxies testees) peu massives, peu lumineuses et très distantes, émettant de l'émission Lyα. Longtemps utilisée pour son pouvoir de détection des galaxies lointaines, l'émission Lyα est maintenant utilisée comme un traceur du gaz froid du CGM, alors observable sous forme de "halos" Lyα. Notre échantillon constitue le plus grand échantillon de halos Lyα détectés individuellement autour de galaxies de faible masse et ce, à une époque pendant laquelle l'Univers est en pleine construction. Ces avancées ont été rendues possible grâce à l'incomparable sensibilité de l'instrument MUSE installé sur le "Very Large Telescope" au Chili il y a bientôt 4 ans. Seule une centaine d'heures de télescope dans la région du champ ultra profond de Hubble ont été nécessaires pour permettre la détection de halos Lyα. Nos résultats confirment la présence de grande quantité de gaz froid dans l'environnement immédiat des galaxies distantes. Ces observations étaient en effet prédites par les modèles théoriques et les simulations numériques. En plus d'être quasi-omniprésents autour des galaxies, les halos Lyα observés montrent une diversité (taille, flux, forme, profil de la raie d'émission, etc) particulièrement remarquable dans une région du ciel si restreinte (9_×9_). De plus, la possibilité d'analyser le CGM galaxie par galaxie et en trois dimensions permet maintenant d'étudier de manière directe l'impact de l'environnement sur la galaxie mais aussi l'évolution des propriétés du CGM avec les époques cosmiques. Notre grand échantillon de galaxies nous a permis de réaliser un traitement statistique robuste et de mettre en évidence que les propriétés stellaires des galaxies étudiées ne sont pas systématiquement liées à celles de l'émission Lyα. Enfin, d'après les modèles théoriques, nos observations (spectroscopiques) indiquent la présence de matière en expansion dans et/ou autour des galaxies. La présence d'accrétion de matière est, quant à elle, moins bien contrainte par nos données. Finalement, l'analyse décrite dans ce manuscrit rapporte des informations importantes et inédites sur les propriétés du CGM d'une population de galaxies relativement peu lumineuses et très abondantes dans l'Univers lointain / The circum-galactic medium (CGM) serves as the interface between galaxies and the larger structures within which they evolve. Composed primarily of cold hydrogen gas (also called primordial gas), the CGM is a major fuel source for star formation as material falls onto a galaxy from its surrounding halo. This suggests that star formation is in fact regulated by gas exchange between a galaxy and its vicinity. Thus, studying the surrounding environment of galaxies represents a crucial step in understanding the mechanisms governing their formation and evolution. Unfortunately, direct observation of the CGM is often quite difficult, since these regions are very faint. This task becomes even more challenging for galaxies in the distant Universe, though some techniques have been developed for this purpose. The CGM can be detected through absorption features in the spectrum of a more-distant quasar located along a galaxy’s line of sight or statistically, by stacking many images of galaxies together, in order to increase the overall S/N ratio of the sample. However, these methods are not ideal : both have severe limitations and only provide partial information about the CGM. In this thesis, I report the detection of cold hydrogen gas surrounding 145 low-mass, faint and very distant galaxies emitting Lyα photons (forming 80% of the total galaxy sample used in this work). While historically, Lyα emission was seen simply as a powerful tool for detecting distant galaxies, it is now possible to use it as a tracer of cold CGM gas in the form of Lyα halos. The sample presented here represents the largest collection ever compiled of individually-detected Lyα halos around normal star forming galaxies, observed in an epoch when the Universe was still forming. This achievement is possible thanks to the unrivaled sensitivity of the Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), a next-generation instrument installed on the Very Large Telescope (VLT). In particular, we need only 100 hours of telescope time to detect the presence of Lyα halos, a significant improvement over previous efforts. My results confirm the presence of large amounts of cold gas in the immediate vicinity of distant galaxies. While such results have been predicted by theoretical models and numerical simulations, this work provides some of the first direct observational evidence of this fact. Besides being quasi-ubiquitous around galaxies, the observed Lyα halos show a large diversity in physical properties which is particularly remarkable for such a small region of the sky (9_×9_). Moreover, the 3D galaxy-by-galaxy nature of my analysis allows me to study the direct impact of environment on galaxies, as well as the evolution of the CGM with cosmic time. With such a large sample, I am also able to perform a robust statistical analysis, highlighting the fact that the stellar properties of galaxies are not systematically linked to the Lyα ones. Finally, based on theoretical models, my (spectroscopic) observations indicate the presence of expanding materials inside and/or around the galaxies. However, the presence of galactic inflows are less constrained by the data. Taken as a whole, the analysis described in this thesis represents important, new information about the CGM properties of the relatively faint galaxies which make up the bulk of the galaxy population in the distant Universe. Therefore, this work should serve as a useful reference point as research into the CGM continues to advance

Je présente dans cette thèse de nouvelles contraintes sur la formation et l’évolution des galaxies, en étudiant leur croissance en masse et leur évolution au sein de la toile cosmique depuis l’époque de leur formation jusqu’à maintenant. Pour cela, j’ai créé un catalogue photométrique sur le champ COSMOS. Ce catalogue permet de sonder avec précision l’Univers à haut redshift. J’analyse ce relevé observé à l’aide de relevés virtuels, produits à partir de simulations hydrodynamiques. Ces simulations implémentent nos connaissances sur la formation et l’évolution des galaxies.Dans un premier temps, je montre que l’évolution en redshift des propriétés des galaxies est relativement bien comprise en invoquant des processus qui dépendent essentiellement de la masse, tels que le feedback des étoiles et des AGN. Je souligne également comment nos méthodes observationnelles génèrent des biais dans les propriétés physiques des galaxies calculées à partir de la photométrie.Dans un deuxième temps, je montre comment la dynamique des flots de matière à grande échelle gouverne l’acquisition du moment angulaire des galaxies et halos de matière noire, ce qui implique que certaines propriétés des galaxies sont supposées dépendre de leur environnement anisotrope. J’ai extrait la structure filamentaire du catalogue photométrique que j’ai créé sur le champ COSMOS et j’ai mesuré cette dépendance. Je trouve des gradients de masse et de couleurs dans la direction du filament. Il apparaît que la masse et le moment angulaire des galaxies sont deux quantités interdépendantes et tous deux impactés par leur environnement anisotrope. / I present in this thesis new constraints on galaxy formation and evolution while studying the galaxy mass growth and the co-evolution of the cosmic web and the embedded galaxies, from the epoch of cosmic dawn to today.To do so, I first created a new photometric catalog on the COSMOS field with precise photometric redshifts allowing to probe accurately the high-redshift Universe. I analyze this survey while relying heavily on comparisons with virtual galaxy surveys produced from state-of-the- art cosmological hydrodynamical simulations, which capture all our current knowledge of galaxy formation and evolution.From this comparative analysis, in the first part of my thesis I show that the redshift evolution of galaxy properties is reasonably well understood when invoking mass-dependent processes (AGN and stellar feed- back). I highlight also the effect of simplifying assumptions inherent to our observational methods, which bias the physical properties computed from galaxy photometry.Galaxies and haloes are embedded in the cosmic web, an intricate large-scale structure of walls, filaments and nodes. In the second part of my thesis, I show how galaxies and dark haloes gain their angular momentum from the large-scale flow, implying that some of their properties depend on their anisotropic filamentary environment. I then extract the filamentary structure from the observed photometric catalog and measure the dependence of galaxy properties to the anisotropic environment. I find mass and colour gradients towards the filaments. In turn it emerges that galaxy masses and angular momenta are two dependent quantities impacted by their anisotropic environment.

Des trous noirs supermassifs (TNs) de plusieurs millions de masses solaires occupent le centre de la plupart des galaxies proches. La découverte du TN Sagittarius A* au centre de notre galaxie, La Voie lactée, l'a confirmé. Pour autant, certaines galaxies semblent dépourvues de TNs (par exemple NGC205, M33), ou alors ne posséder un TN que de quelques milliers de masses solaires. D'autre part, des TNs dans leur forme la plus lumineuse, appelés quasars, dont la luminosité est plus importante que des centaines de fois celle d'une galaxie toute entière, ont été observés à très grand décalage spectral, lorsque l'Univers n'était alors âgé que d'un milliard d'années. Les modèles de formation des TNs doivent expliquer à la fois l'existence des TNs de faibles masses observés aujourd'hui dans les galaxies de faibles masses, mais aussi leur prodigieux homologues quasars dans l'Univers jeune. La formation des TNs pose encore de nos jours de nombreuses questions: comment se forment les TNs au début de l'histoire de l'Univers? Quelle est leur masse initiale? Quelle est la masse minimale d'une galaxie pour posséder un TN? Pour répondre à ces questions et pour étudier la formation des TNs dans le contexte de l'évolution des galaxies, nous avons utilisé des simulations hydrodynamiques cosmologiques, qui offrent l'avantage de suivre l'évolution temporelle de nombreux processus comme la formation stellaire, l'enrichissement en métaux, les mécanismes de rétroactions des TNs et des supernovae. J'ai particulièrement dirigé mes recherches sur les trois principaux modèles de formation des TNs à partir du reliquat des premières étoiles, d'amas d'étoiles, ou encore par effondrement direct. / Supermassive black holes (BHs) harboured in the center of galaxies have been confirmed with the discovery of Sagittarius A* in the center of our galaxy, the Milky Way. Recent surveys indicate that BHs of millions of solar masses are common in most local galaxies, but also that some local galaxies could be lacking BHs (e.g. NGC205, M33), or at least hosting low-mass BHs of few thousands solar masses. Conversely, massive BHs under their most luminous form are called quasars, and their luminosity can be up to hundred times the luminosity of an entire galaxy. We observe these quasars in the very early Universe, less than a billion years after the Big Bang. BH formation models therefore need to explain both the low-mass BHs that are observed in low-mass galaxies today, but also the prodigious quasars we see in the early Universe.BH formation is still puzzling today, and many questions need to be addressed: How are BHs created in the early Universe? What is their initial mass? How many BHs grow efficiently? What is the occurrence of BH formation in high redshift galaxies? What is the minimum galaxy mass to host a BH? We have used cosmological hydrodynamical simulations to capture BH formation in the context of galaxy formation and evolution. Simulations offer the advantage of following in time the evolution of galaxies, and the processes related to them, such as star formation, metal enrichment, feedback of supernovae and BHs. We have particularly focused our studies on the three main BH formation models: Pop III remnant, stellar cluster, and direct collapse models.

L’évolution des galaxies est un sujet relativement débattu en astronomie extra-galactique, étant donné que la plupart des mécanismes responsables des propriétés observées dans les galaxies (masse, taux de formation d’étoiles, contenu en métaux, moment angulaire) sont encore peu contraints et certains ne sont probablement même pas encore observés. Ma thèse porte sur une analyse de la région entourant les galaxies, connue sous le nom de Milieu Circum Galactique (MCG). Le MCG est à l’interface entreles galaxies et le Milieu Inter Galactique (MIG) et est considéré comme le lieu de prédilection pour les échanges gazeux et énergétiques entre les galaxies et le MIG, ce qui en fait la clé pour une meilleure compréhension de l’évolution des galaxies et du destin des baryons. Je présenterai dans un premier temps l’analyse d’un échantillon de systèmes à forte absorption issuent de la spectroscopie de quasars en absorption qui tracent les régions denses en hydrogène généralement associées au MCG des galaxies.Dans un deuxième temps, je présenterai ma contribution au développement d’une mission ballon embarquant un spectrographe UV, FIREBall-2, spécialement conçu pour observer l’émission faible et diffuse du MCG des galaxies à décalage vers le rouge inférieur à 1. D’un point de vue technique, je présenterai l’étude du composant optique clé de l’instrument: le réseau. D’un point de vue modélisation, je décrirai une simulation complète des observations, qui servira à la préparation du vol prévu pour l’Automne 2017notamment en ce qui concerne la sélection des cibles, la stratégie observationelle et le traitement des données. / The evolution of galaxies is a rather hot topic in extra galactic astronomy, as many of the main mechanisms underlying the observed properties of galaxies (mass, star formation rate, metal content, angular momentum) are still poorly constraints and many of them are probably undiscovered yet. My thesis focuses on an analysis of the region surrounding galaxies, known as the Circum Galactic Medium (CGM). The CGMinterfaces the galaxy with the Inter Galactic Medium (IGM) and is thought to be the most active location for gas and energy exchanges (in and out), which makes it a key ingredient towards a better understanding of galaxy evolution and the fate of all baryons. I will present in a first part, the analysis of a sample of strong absorption features based on quasar absorption spectroscopy, that probe the dense neutral hydrogen usually associated with galaxies’ CGM. In a second part, I will present my contribution to the development of a balloon-borne UV spectrograph, FIREBall-2, specifically designed to observe the faint and diffuse emissions from the CGM of galaxies at redshifts below 1. On the technical side, I will present the characterization of the key optical component ofthe instrument: the grating. On the modeling side, I will focus on an end-to-end pixel simulation of the observations to prepare for the upcoming flight, planned for Autumn 2017, in terms of target selection, observational strategy and data analysis.

Cette thèse présente la mesure des redshifts photométriques et des paramètres physiques dans le cadre des sondages de galaxies à grande échelle, ainsi que la contrainte qui peut en être extraite sur l'évolution des galaxies. Je montre notamment dans cette thèse dans quelle mesure la calibration photométrique affecte la précision des redshifts photométriques, afin de contraindre la stratégie photométrique à développer pour la mission Euclid.Afin de prendre en compte les problèmes inhérents à l'observation, les analyses ont été effectuée sur la base de données observées dont la configuration est proche de celle qui est attendue pour Euclid. Ces données combinent de nouvelles observations en proche-infrarouges conduites pour couvrir le sondage spectroscopique VIPERS et la photométrie du CFHTLS. Sur la base des conclusions tirées de cette analyse, j'ai produit le nouveau catalogue photométrique de VIPERS, ainsi que le catalogue de redshifts photométriques associé. J'ai finalement utilisée la même photométrie pour dériver les paramètres physiques d'environ 760 000 galaxies, réparties sur plus de 22 degrés carrés à une magnitude limite Ks(AB) < 22. J'ai ainsi pu étudier l'évolution de la fonction de masse stellaire entre les redshifts z = 0.2 et z = 1.5. Ceci a permis de montrer que les galaxies dont la masse stellaire est d'environ log(M/Msol) = 10.66 voient généralement leur formation stellaire stoppée en 2 à 4 milliards d'années, alors que les galaxies de faible masse (log(M/Msol) < 9.5) ne formant plus d'étoiles ont vu leur formation stellaire être arrêtée 5 à 10 fois plus rapidement (en environ 0.4 milliard d'années). / This thesis presents the measurement of the photometric redshifts and physical parameters in the framework of large scale surveys, and their constraint on galaxy evolution. The photometric redshift measurement allows us to study the entire photometric sample. For this reason, the weak lensing signal measurement used in the Euclid mission as a primary cosmological probe will rely on photometric redshift measurements. However, the method is strongly affected by the quality of the photometry. In particular, I show in this thesis how the photometric calibration impacts the photometric redshift precison, in order to constrain the photometric strategy to use in the Euclid mission.Aiming to take into account for observationnal problems, the analysis is done with observationnal data whose photometric configuration is close to the expected Euclid one. These data combine new near-infrared observations conduected to cover the VIPERS spectroscopic survey and the CFHTLS photometry.Using the conclusions of this analysis, I have producted the new photometric catalogue for VIPERS and the associated photometric redshift calalogue.Finally, I used the same photometry to compute the stellar masses of 760,000 galaxies covering 22 square degrees at the limiting magnitude Ks(AB) < 22. This enabled me to study the evolution of the stellar mass function between redshifts z= 0.2 and z = 1.5. We have then shown that the star formation of galaxies with stellar masses around log(M/Msol) = 10.66 is stopped in 2-4 Gyr, while in quiescent low-mass (log(M/Msol) < 9.5) galaxies, the star formation has been stopped 5-10 times faster (approximatelly in 0.4 Gyr).

L'évolution des galaxies est relativement bien contrainte jusqu'au premier milliard d'années de l'Univers. Au delà de cette limite et compte-tenu du faible nombre de sources confirmées à z>6.0, il est difficile de déterminer le rôle joué par les premières galaxies à cette époque. L'objectif de ce travail de thèse était de déterminer l'évolution de la fonction de luminosité des galaxies au cours du premier milliard d'années en se basant sur un échantillon représentatif d'objets à grand redshift (z>4.5) suffisamment brillant pour être observé par les spectrographes actuels. Dans ce but, nous avons réalisé une sélection photométrique ciblée de galaxies à cassure de Lyman dans deux champs de vue : un premier autour de l'amas de galaxies d'Abell 2667 et un second dans un très grand champ vide (le relevé WUDS). L'étude des données prises autour d'Abell 2667 a montré un taux de contamination d'environ 80% de notre échantillon d'objets à z≈8. Nous avons mis en évidence l'existence d'une population atypique de galaxies fortement rougies par la poussière à z≈2, et qui ne peuvent être écartées des échantillons qu'en ajoutant des contraintes dans l'IR lointain. Les observations spectroscopiques ont permis d'identifier un nouveau type de contaminant à bas redshift combinant deux populations stellaires d'âges très différents, et demandant une profondeur photométrique extrême afin de les exclure des échantillons actuels. A partir des échantillons dégagés nous avons pu apporter des contraintes fortes et indépendantes sur la partie brillante de la fonction de luminosité, et ainsi en déduire de façon homogène son évolution au cours du premier milliard d'années de l'Univers.

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Cette thèse a pour but de faire le lien entre l’évolution des galaxies, leur morphologie et les processus physiques internes, notamment la formation stellaire comme le résultat du milieu interstellaire turbulent et multiphase, en utilisant les simulations cosmologiques zoom-in, les simulations des galaxies isolées et en interaction, et le modèle analytique de la formation stellaire. Dans le chapitre 1, j’explique la motivation pour cette thèse et je passe brièvement en revue le contexte nécessaire lié à la formation des galaxies et la modélisation en utilisant les simulations numériques. Tout d’abord, j’explore l’évolution de la morphologie des galaxies du type de la Voie Lactée dans la série des simulations cosmologiques zoom-in à travers l’analyse des barres. J’analyse l’évolution de la fraction des barres avec le redshift, sa dépendance en fonction de la masse stellaire et l’histoire d’accrétion de galaxies individuelles. Je montre en particulier, que la fraction de barres décroit avec le redshift croissant, en accord avec les observations. Ce travail montre également que les résultats obtenus suggèrent que l’époque de la formation des barres correspond à la transition entre une phase précoce “violente” de la formation de galaxies spirales à z > 1, pendant laquelle elles sont souvent perturbées par les fusions avec les galaxies de masse comparable ou par multiple fusions avec les galaxies de petite masse, mais aussi les instabilités violentes de disque, et une phase "séculaire" tardive à z < 1, quand la morphologie finale est généralement stabilisée vers une structure dominée par le disque. Cette analyse est présentée dans le chapitre 2. Étant donné que ces simulations cosmologiques forment trop d'étoiles trop tôt par rapport aux populations de galaxies observées, je me concentre dans le chapitre 3 sur la formation stellaire dans un échantillon de simulation de galaxies en isolation, à bas redshift, et à résolution du parsec et sous-parsec. J'étudie l'origine physique de leurs relations de formation stellaire avec les cassures, et montre que le seuil de densité surfacique pour une formation stellaire efficace peut être lié à la densité caractéristique d'apparition de turbulence supersonique. Ce résultat s'applique aussi bien aux galaxies qui fusionnent, dans lesquelles l'augmentation de la turbulence compressive déclenchée par les marées compressives les conduit au régime de sursaut de formation d'étoiles. Un modèle analytique idéalisé de formation stellaire liant la densité surfacique de gaz au taux de formation stellaire comme une fonction de la présence de turbulence supersonique et la structure associée du milieu interstellaire est ensuite présenté dans le chapitre 4. Ce modèle prédit une cassure à basse densité de surface qui est suivie par un régime de loi de puissance à haute densité dans différents systèmes en accord avec les relations de formation stellaire des galaxies observées et simulées. La dernière partie de cette thèse est dédiée à la technique alternative de zoom-in cosmologique (Martig et al. 2009) et son implémentation dans le code à raffinement de maillage adaptatif RAMSES. Dans le chapitre 5, je présente les caractéristiques de base de cette technique aussi bien que certains de nos tout premiers résultats dans le contexte de l'accrétion cosmologique diffuse. / This thesis aims at making the link between galaxy evolution, morphology and internal physical processes, namely star formation as the outcome of the turbulent multiphase interstellar medium, using the cosmological zoom-in simulations, simulations of isolated and merging galaxies, and the analytic model of star formation. In Chapter 1, I explain the motivation for this thesis and briefly review the necessary background related to galaxy formation and modeling with the use of numerical simulations. I first explore the evolution of the morphology of Milky-Way-mass galaxies in a suite of zoom-in cosmological simulations through the analysis of bars. I analyze the evolution of the fraction of bars with redshift, its dependence on the stellar mass and accretion history of individual galaxies. I show in particular, that the fraction of bars declines with increasing redshift, in agreement with the observations. This work also shows that the obtained results suggest that the bar formation epoch corresponds to the transition between an early "violent" phase of spiral galaxies formation at z > 1, during which they are often disturbed by major mergers or multiple minor mergers as well as violent disk instabilities, and a late "secular" phase at z < 1, when the final morphology is generally stabilized to a disk-dominated structure. This analysis is presented in Chapter 2. Because such cosmological simulations form too many stars too early compared to observed galaxy populations, I shift the focus in Chapter 3 to star formation in a sample of low-redshift galaxy simulations in isolation at parsec and sub-parsec resolution. I study the physical origin of their star formation relations and breaks and show that the surface density threshold for efficient star formation can be related to the typical density for the onset of supersonic turbulence. This result holds in merging galaxies as well, where increased compressive turbulence triggered by compressive tides during the interaction drives the merger to the regime of starbursts. An idealized analytic model for star formation relating the surface density of gas and star formation rate as a function of the presence of supersonic turbulence and the associated structure of the ISM is then presented in Chapter 4. This model predicts a break at low surface densities that is followed by a power-law regime at high densities in different systems in agreement with star formation relations of observed and simulated galaxies. The last part of this thesis is dedicated to the alternative cosmological zoom-in technique Martig et al. 2009 and its implementation in the Adaptive Mesh Refinement code RAMSES. In Chapter 5, I will present the basic features of this technique as well as some of our very first results in the context of smooth cosmological accretion.