Le Herschel Reference Survey (Boselli et al. 2010) est un programme clé à temps garanti conçu pour étudier les propriétés physiques du milieu interstellaire (MIS) de 323 galaxies proches, dotées de données multi-fréquences. Cet échantillon sélectionné en bande K et limité en volume est composé de galaxies couvrant tous les types de morphologies (des elliptiques aux galaxies spirales) et tous les types d'environnement (des galaxies de champs aux galaxies du centre de l'amas de la Vierge). Mon travail de thèse consiste à effectuer une photométrie submillimétrique précise de ces 323 galaxies, et de conduire une analyse statistique des propriétés du MIS de ces galaxies proches basée sur leur distribution spectrale d'énergie. Dans ce but, j'ai utilisé les modèles de Draine & Li (2007) que j'ai ajusté aux données. Les paramètres de sorties de ces modèles sont l'intensité du champ de radiation, l'abondance des PAH, la contribution des régions de photo-dissociation dans le chauffage de la poussière, et la masse de poussière. J'étudie les relations entre ces paramètres de sorties et les propriétés physiques telles que la masse stellaire, le taux de formation stellaire spécifique, la métallicité ou encore le type morphologique.Je vais présenter les études préliminaires liées à ces relations, entrainant une meilleur compréhension des processus en jeu dans le MIS, et procurer de nouveaux modèles infrarouges et submillimétriques paramétrés par les quantités physiques que je viens de citer. Ces modèles, calibrés sur les galaxies proches, seront déterminant pour l'étude des propriétés du MIS des galaxies à haut redshifts. / The Herschel Reference Survey (Boselli et al. 2010) is a guaranteed time key project aimed at studying the physical properties of the interstellar medium (ISM) of 323 nearby galaxies, covered by multi-wavelength data. This volume limited, K-band selected sample is composed of galaxies spanning the whole range of morphological types (from ellipticals to late-type spirals) and environments (from the field to the centre of the Virgo Cluster). My PhD work consists in performing a precise submillimeter photometry of every galaxies of the survey, and conducting a statistical study on the ISM properties of nearby galaxies based on the analysis of their spectral energy distributions. To achieve this goal I fit the data with the models of Draine & Li 2007. The output of Draine & Li (2007) models are the intensity of the interstellar radiation field, the PAH abundance, the contribution of photodissociation regions, the total mass of dust. I study the relations between these outputs and the physical properties such as the stellar mass, the specific star formation rate, the metallicity or the morphological type. I will present a preliminary analysis of these relations leading to a better understanding of the processes at play in the ISM and provide new infrared sets of templates from 8 to 500 microns parameterized by all the physical parameters just cited. These templates calibrated on nearby galaxies will be a benchmark for the study of the ISM properties of high redshift galaxies.

Le principal objectif de ce travail est d'étudier les propriétés multi-longueurs d'onde d'un échantillon de galaxies pour mieux comprendre leur formation et leur évolution. J'ai utilisé les observations du Herschel en complément de données multi-longueurs d'onde dans le champ. J'ai réalisé une extraction des sources ponctuelles. Des catalogues de sources ont été générés en utilisant la méthode de l'ajustement de PSF. J'ai utilisé des catalogues SPIRE pour rechercher des candidats de galaxies SMG subissant les effets d'une lentille gravitationnelle. J'ai identifié 6 sources dans la liste principale et 55 sources dans une liste supplémentaire. En utilisant des ajustements de SEDs, j'ai ensuite estimé la distribution de redshifts de ces sources, et avons ensuite mené une analyse pour contraindre les propriétés des poussières. J'ai trouvé qu'il est très probable que ces sources soient des systèmes lensés. Mentionnons que parmi nos candidates, j'ai découvert une source rouge unique dont la SED en infrarouge lointain croît et qui semble être une galaxie sub-mm (SMG) fortement lensée à haut redshift. Ce genre de sources est rare et la plupart sont découvertes par hasard. J'ai soumis des propositions photométriques et spectroscopiques pour mesurer le redshift de cette source, en utilisant des observations continues avec IRAM-Nika2, NOEMA et SMA et des observations spectroscopiques avec le télescope de 30m de l'IRAM, NOEMA et GEMINI-nord. Les observations ont permis de mesurer le redshift de la lentille et de la galaxie lensée. Une autre observation sera exécutée avant la fin de l'année. Les résultats sont très prometteurs mais j'ai encore besoin de plus de données. / The main aim of this work is to study the multi-wavelength properties of a sample of galaxies to better understand their formation and evolution. I used the new observations from GALEX and \textit{Herschel} in combination with multi-wavelength data available in the field. I made point source catalogs extracted from the observations of GALEX, and \textit{Herschel} SPIRE and PACS bands using the method of the PSF fitting. Then I used Monte Carlo simulations to quantify the quality of the photometry process and the catalogs.Then I used SPIRE catalogs to search for candidate gravitationally lensed SMGs at high redshift. I identified 6 sources sources in a main list, and 55 sources in a supplementary list. Using SED fitting, performed with CIGALE code, I estimated the redshift distributions of these sources, and constrained their dust properties. I found that, it is very likely that we have gravitationally lensing systems. It should be mentioned that within our candidates we have discovered a unique red source with a rising Far-IR SED, which appears to be a strongly lensed submillimeter galaxies at z~5.2. This kind of sources are quite rare on the sky and are serendipitously discovered. I proposed some followup photometric and spectroscopy observation to measure the redshift of this sources, using for instance continuum observations with IRAM-Nika2, NOEMA, and SMA, and spectroscopic observation with IRAM 30m telescope, NOEMA, and GEMINI-North. The GEMINI-North observations succeeded in measuring the redshifts of the lens and of the lensed galaxy. One more will be executed at the end of this year. The results is quite promising, but more data are needed.

Nous présentons dans ce travail un couplage cohérent des distributions spectrales d'énergies de galaxies évoluées aux longueurs d'onde X et optiques. Les nouveaux télescopes spatiaux en orbite (XMM et CHANDRA) ainsi que les grands télescopes au sol (VLT) permettent aujourd'hui d'observer avec une grande précision les galaxies proches comme les plus lointaines. L'étude des sources de rayons X dans les galaxies met en évidence le rôle particulier des étoiles en fin de vie. Parmi celles-ci, les restes de supernovae, les binaires X de faible masse et les binaires X de grande masse sont des sources particulièrement brillantes. Du gaz chaud est également présent dans les régions de formation d'étoiles et dans les galaxies elliptiques. Enfin, l'absorption des photons X par le gaz froid du milieu interstellaire est souvent très grande aux énergies inférieures à 1 keV. L'association de la modélisation des spectres de ces sources avec un code de synthèse spectrale évolutive nous permet de prédire les spectres X de galaxies dont les histoires de formation d'étoiles peuvent être très diverses. Nous étendons ainsi la couverture spectrale des spectres synthétiques calculés jusqu'à présent dans les domaines ultraviolet, visible, et infrarouge proche. La force du modèle d'évolution est de pouvoir prédire de façon cohérente la formation d'étoiles (qui se manifeste principalement dans l'optique), et la mort de ces étoiles (dont les restes sont souvent des objets compacts émetteurs de rayons X). De plus, les métallicités du milieu interstellaire et des étoiles, qui évoluent au fur et à mesure que les étoiles meurent, ont des signatures particulières dans tous ces domaines de longueur d'onde. Nous présentons les résultats de spectres et de couleurs X obtenus pour tous les types spectraux de galaxies. Nous expliquons les corrélation observées entre le taux de formation d'étoiles, les luminosités en bande B et les luminosités aux longueurs d'onde X. Nous appliquons ensuite nos modèles à la prédiction des fonctions de luminosité X des galaxies normales, puis nous estimons la fraction du fond diffus X qui peut être attribuée à ces galaxies. L'étude de la formation d'étoiles et de l'évolution de la métallicité est faite conjointement dans le visible. Nous construisons un code de synthèse spectrale automatique et nous l'appliquons à l'analyse de galaxies elliptiques proches. Nous présentons également une extension de ce code, permettant d'estimer des décalages spectraux photométriques, et nous l'utilisons pour analyser des galaxies lointaines. Enfin, nous proposons une étude des raies en stellaires en absorption dans la lumière visible des galaxies, en associant le code d'évolution PÉGASE à une bibliothèque stellaire à haute résolution spectrale. Nous définissons alors deux nouveaux indices qui caractérisent bien l'âge et la métallicité d'une population stellaire.

Cette thèse présente un certain nombre de résultats récents à propos de l'évolution des galaxies et la cosmologie, à partir de l'observation d'amas de galaxies en lumière visible. Nous introduisons d'abord les principales propriétés des amas de galaxies (Chapitre 1.1) et la façon dont ces objets permettent de contraindre le modèle cosmologique standard (Chapitre 1.2). Une grande partie des résultats présentés ici ont été obtenus à partir de l'étude du relevé d'amas DAFT/FADA, qui regroupe des amas dans la gamme de décalages spectraux 0.4<z<0.9 (Chapitre 1.3). Cette thèse est séparée en deux parties, chacune traitant d'une observable particulière : la luminosité des galaxies, puis la forme des galaxies. La fonction de luminosité des galaxies, c'est-à-dire la distribution de leur luminosité, permet d'étudier l'évolution des galaxies dans les amas (Chapitre 2.1). Nous avons calculé les fonctions de luminosité pour un sous-échantillon de 25 amas DAFT/FADA, et avons montré que les galaxies faibles bleues, à fort taux de formation stellaire, évoluent en des galaxies rouges passives des hauts décalages spectraux à aujourd'hui. En comparant les fonctions de luminosité des amas à celles du champ, on observe que cette transformation est plus efficace dans les environnements denses. Nous avons également étudié la fraction de baryons dans les groupes et amas de galaxies (Chapitre 2.2). Nous avons remarqué que dans les groupes la fraction massique d'étoiles peut atteindre des valeurs du même ordre de grandeur que celles de la fraction de gaz intra-amas, alors que dans les amas, la fraction stellaire est généralement négligeable devant celle du gaz. En prenant en compte à la fois les étoiles et le gaz, nous avons posé des contraintes sur le paramètre de densité de matière Omega_M. Les galaxies apparaissent déformées par la présence d'objets d'avant-plan qui courbent les trajectoires lumineuses à leur voisinage. Ce signal de lentille gravitationnelle peut être exploité afin de mesurer la distribution de masse des amas d'avant-plan. Les bases du phénomène de lentille gravitationnelle faible et de la mesure du cisaillement sont introduites au Chapitre . Ces techniques sont ensuite appliquées à un sous-échantillon de 16 amas DAFT/FADA présentant des images Subaru/SuprimeCam ou CFHT/MegaCam (Chapitre 3.1). Nous avons estimé la masse de ces amas, et profité de la large dimension angulaire de ces images pour détecter des filaments et des structures autour de ces amas. Cette étude valide observationnellement le scénario de croissance hiérarchique des amas. Finalement, nous avons détecté les pics de cisaillement dans des simulations de type Euclid, et avons utilisé leur statistique en tant que sonde cosmologique, de façon similaire aux comptages d'amas (Chapitre 3.2). Nous avons calculé les contraintes cosmologiques que cette technique pourra apporter avec les données de la mission spatiale Euclid, et avons développé une approche tomographique qui ajoute l'information des décalages spectraux. Une discussion sur les développements envisagés dans les différents domaines traités conclut cette thèse. / This thesis presents some recent results concerning galaxy evolution and cosmology,based on the observation of galaxy clusters at optical wavelengths. We first introduce the main properties of galaxy clusters (Sect. 1.1) and how they can be used for cosmology within the standard cosmological model (Sect. 1.2). A large fraction of the presented results comes from the study of the DAFT/FADA galaxy cluster survey at redshifts 0.4 < z < 0.9 (Sect. 1.3). We divide our study in two parts according to the observable that is considered: galaxy luminosity or galaxy shape. The distribution of galaxy luminosities is called the galaxy luminosity function (GLF), which can be used to probe the evolution of cluster galaxies (Sect. 2.1). Computing the GLFs for a sub sample of 25 DAFT/FADA clusters, we find that faint blue star forming galaxies are quenched into red quiescent galaxies from high redshift until today. Comparing to the field shows that this transformation is more efficient in high density environments.We also study the fraction of baryons in galaxy groups and clusters (Sect. 2.2). Wefind that in groups, the stars contained in galaxies can reach masses of the same order as those of the intra-cluster gas, while in clusters they are usually negligible relatively to the gas. Taking both stars and gas into account we constrain the matter density parameter Galaxy shapes are distorted by foreground objects that bend light in their vicinity. This lensing signal can be exploited to measure the mass distribution of a foreground cluster. We review the basic theory of weak lensing and shear measurement (Sect. 3.1), and then apply it to a subsample of 16 DAFT/FADA clusters, with Subaru/SuprimeCam or CFHT/MegaCam imaging (Sect. 3.2). We estimate the masses of these clusters, and take advantage of the large fields of view of our images to detect filaments and structures in the cluster vicinity, observationally supporting the hierarchical scenario of cluster growth. Finally, we detect shear peaks in Euclid-like simulations, and use their statistics as a cosmological probe, similarly to cluster counts (Sect. 3.3). We forecast the cosmological constraints that this technique will achieve when applied to the Euclid space mission, and develop a tomographic analysis that adds information from redshifts. We conclude with a discussion of our perspectives on future studies in all the fieldsinvestigated in the present thesis.

Le but global de cette thèse est de caractériser les processus qui régulent la formation d'étoiles à grande échelle dans les galaxies. Durant les quinze dernières années, le développement de l'astronomie infrarouge, portée par les satellites ISO, IRAS, Spitzer et Herschel, a révolutionné notre conception de l'évolution des galaxies. En observant le rayonnement émis par la poussière interstellaire, ces observatoires permettent de détecter l'énergie et la matière qui reste désespérément invisible aux télescopes optiques, et ont découvert ainsi une part conséquente et pourtant insoupçonnée de l'activité des galaxies. Les travaux de ma thèse reposent donc en grande partie sur les données acquises par le satellite Herschel, qui permet pour la première fois de détecter l'émission infrarouge des galaxies "normales" à de grandes distances (z=2). En m'appuyant sur ces nouvelles données, j'étudie statistiquement plusieurs milliers de galaxies à différentes époques de l'Univers. En particulier, j'apporte les meilleures contraintes disponibles à ce jour sur les propriétés de la "Séquence Principale" des galaxies. L'existence de cette séquence (la corrélation entre la masse stellaire, M* et le taux de formation d'étoile, SFR) s'est trouvée être un outil formidable pour comprendre l'évolution des galaxies. La faible dispersion observée autour de cette séquence suggère que la majorité des galaxies grandi par des épisodes de formation d'étoile longs et réguliers, et non par des processus violents comme ceux qui résultent de la collision (ou fusion) de deux galaxies. En développant une nouvelle technique d'analyse d'image, je montre en particulier que plus des deux tiers de la masse des étoiles observée aujourd'hui dans l'Univers ont été formées au sein de la Séquence Principale, et qu'il s'agit donc du mode dominant de croissance des galaxies. Dans un deuxième temps, je m'intéresse à caractériser l'évolution de la forme de cette séquence avec le temps, c'est à dire principalement la pente de la corrélation SFR-M*. Conformément aux résultats d'autres études publiées indépendamment, je trouve que cette pente évolue et décroit avec le temps, de sorte que les galaxies les plus massives forment relativement moins d'étoiles aujourd'hui que dans le passé. J'étudie les origines possibles de cette évolution, en quantifiant par exemple l'évolution morphologique des galaxies et la croissance des bulbes, ainsi que l'évolution du contenu en gaz d'hydrogène, le carburant de la formation d'étoile. J'en déduis que le changement de pente de la Séquence Principale peut être principalement expliqué par une variation de l'efficacité de formation d'étoile, et non par un processus morphologique ou par un manque de gaz. Les différentes observations que j'ai effectuées dans les travaux sus-cités me permettent d'établir des relations simples pour simuler les propriétés observables des galaxies, en particulier leurs spectres. J'utilise ces recettes pour créer une simulation réaliste d'un champ profond qui me sert à tester mes méthodes d'analyse, et qui reproduit correctement le fond diffus infrarouge. Enfin, j'introduis des résultats préliminaires sur la formation d'étoile dans l'Univers jeune (z=4) obtenus grâce à de nouvelles données acquises par le télescope ALMA. Je décris en particulier les contraintes apportées sur la Séquence Principale à cette époque, et j'étudie plus en détail deux galaxies extrêmement distantes que j'ai découvert par chance dans ces données. Ces galaxies sont parmi les plus lointaines connues à ce jour, et sont probablement les plus massives et poussiéreuses jamais détectées dans un Univers âgé de moins d'un milliard d'années. / The main goal of this thesis is to characterize the processes that regulate large-scale star formation in galaxies. During the last fifteen years, the development of infrared astronomy through the satellites ISO, IRAS, Spitzer and Herschel has revolutionized our conception of galaxy evolution. By observing the light emitted by the interstellar dust, these observatories allow us to detect the energy and matter that remain elusive to the best optical telescopes, and have thereby discovered a substantial yet unexpected part of the star formation activity of galaxies. The work of my thesis hence rely heavily on the data acquired by the Herschel satellite, which allow for the first time the detection in the infrared of "normal" galaxies at great distances (z=2).Taking advantage of these new data, I perform a statistical study of several thousands of galaxies at different epochs of the Universe. In particular, I bring forward the best constraints available today on the properties of the "Main Sequence" of galaxies. The existence of this sequence (the correlation between the stellar mass, M*, and the star formation rate, SFR) turned out to be a incredibly useful tool to understand galaxy evolution. The small dispersion that is observed around this sequence suggests that the majority of galaxies are growing through long and steady episodes of star formation, rather than intense bursts like those triggered by the collision (of merger) of two galaxies. By developing a new image analysis technique, I show in particular that more than two thirds of the mass of stars present in the Universe today has been formed within Main Sequence galaxies, hence that this is the dominant mode of galaxy growth.Then I approach another aspect of the Main Sequence, that is the characterization of the evolution of its shape, i.e., the slope of the SFR-M* correlation. In agreement with other studies that were published independently, I find that this slope evolves and decreases with time, so that the most massive galaxies are forming relatively fewer stars per year today than they used to in the past. I study the various possible causes for this evolution, by quantifying for example the morphological evolution of these galaxies and the growth of bulges, as well as the evolution in their hydrogen gas content, which is the fuel for star formation. I deduce from these observations that the change of slope of the Main Sequence can be mainly attributed to a decrease of the star formation efficiency, rather than by a morphological process or a lack of gas.The various observations I have made throughout the work described above allow me to establish simple prescriptions to simulate the observable properties of galaxies, in particular their spectrum. I use these recipes to create a realistic simulation of a deep field, that I use to test my analysis methods and that reproduces consistently the cosmic infrared background.Lastly, I introduce some preliminary results on star formation in the young Universe (z=4) obtained thanks to new data acquired with the ALMA telescope. I describe in particular the resulting new constraints on the Main Sequence at this epoch, and study in more detail two extremely distant galaxies that I have discovered by chance in these data. These two galaxies are among the most distant known today, and are probably the most massive and most dusty ever detected in a Universe that is less than a billion years old.

L'évolution des galaxies implique un apport de gaz «froid» depuis la toile cosmique. Mais les modèles l'intégrant induisent des galaxies plus riches en baryons que les galaxies observées. Pour surmonter ce problème, les théoriciens comptent sur une formation d'étoiles rendue inefficace par une éjection massive de gaz par les disques en formation stellaire. J'explore une voie différente en étudiant les processus qui peuvent modérer l'accrétion de gaz. Nous présentons un scénario phénoménologique où le gaz accrété, s'il y a un choc viriel, devient biphasique et turbulent. Nous montrons que ce développement se produit pour des halos de ~ 10^11 à 10^13 Msol, où la majeure partie des étoiles est déjà formée dans les galaxies. Le gaz provenant de filaments intergalactiques (FIG) peut finalement perdre sa cohérence et se mélanger avec le gaz ambiant du halo. L'interaction directe entre les éjections galactiques et l'accrétion est accrue. Modérer ainsi l'efficacité de l'accrétion peut aider à surmonter l'important défi évoqué. En utilisant le code Ramses, j'ai effectué une simulation ciblée et extrait les résultats pour un FIG accrétant sur un halo de ~ 3 10^11 Msol à z ~ 2. J'ai étudié la thermodynamique et la structuration de la matière, le long et à travers le FIG. J'ai suivi l'évolution de plusieurs quantités importantes le long du FIG et dérivé un cadre plus précis pour étudier les FIG, ainsi que les conséquences sur leur sort après avoir pénétré dans un halo. J'utilise enfin ces résultats pour extrapoler les processus que la simulation peut ne pas avoir capturés avec précision. / We now understand theoretically that galaxy evolution involves inflows of “cold” gas from the cosmic web. But corresponding models grow galaxies with amounts of baryons larger than observed galaxies. To overcome this issue, theorists focus on making star formation inefficient by massively blowing gas out of star-forming disks. I explore a different road, investigating processes that may moderate gas accretion onto disks. We present a phenomenological scenario where gas accretion flows – if it is shocked – become biphasic and, as a result, turbulent. In this framework, we show that the formation of warm, turbulent clouds, embedded in a hot component, occurs in the important mass range of ∼ 10^11 − 10^13 Msun, where the bulk of stars have formed in galaxies. Gas accreted from intergalactic filaments (IGF) may eventually lose coherence and mix with the ambient halo gas. The direct interaction between galaxy feedback and accretion streams is thus more likely. Moderating the accretion efficiency may help to alleviate a number of significant challenges in theoretical galaxy formation. Using the code Ramses, I performed a zoom-in simulation and extracted the results for a particular accreting IGF into a halo of ∼ 3 10^11 Msun at z ∼ 2. I investigate the gas thermodynamics and structuration, along and across the filament, with respect to dark matter. I study several key quantities as they evolve along the filament and derive a refined paradigm to study filaments, as well as consequences regarding their fate after entering a halo. I finally make use of these results to extrapolate gas processes that the simulation may not have captured accurately.

La question de l'assemblage des galaxies massives est toujours ouverte. En particulier, l'évolution qui mène à la formation des galaxies massives de type précoce telles qu'on les observe aujourd'hui fait grand débat, depuis plusieurs années depuis la découverte de galaxies passives massives à z ~ 1-2 plus compactes que leur équivalent dans l'Univers local. Deux principaux scénarios sont proposés pour expliquer l'augmentation de taille de ces galaxies : expulsion du gaz ou fusions mineurs pauvres en gaz, mais aucun des deux ne permet de rendre compte de tous les résultats observationnels. L'environnement qui a encore été peu étudié jusqu'à présent, intervient alors comme une variable supplémentaire pour contraindre les modèles et tenter de dégager le bon scénario. La période z > 1 semble être le moment idéal pour étudier la dépendance entre la taille et l'environnement puisque c'est le moment où les amas de galaxies massifs apparaissent. Si les galaxies finissant dans ces structures denses ont été transformées différemment que celles finissant dans le champ, les effets devraient être visibles à ce moment là. Dans ce travail de thèse, j'ai analysé la relation masse-taille et l'évolution en taille des galaxies passives de type précoce dans un échantillon de 9 amas de galaxies massifs, dans l'intervalle 0, 8 < z < 1, 6, et comparé à un échantillon homogène de galaxies de champ. Toutes les propriétés telles que la taille, la masse et la morphologie sont estimées de la même manière dans les échantillons de galaxies d'amas et de champ. La sélection des galaxies d'amas comprend les galaxies classifiées comme type précoce ayant une masse supérieure à 3 * 10^10 M sun et peuplant la séquence rouge déterminée pour chaque amas de galaxies. Les galaxies de champ ont été sélectionnées en respectant les mêmes critères. Le principal résultat est que nous ne détectons pas de différences significatives dans la relation masse-taille ni dans l'évolution de la taille des galaxies de type précoce vivant dans le champ et dans les amas. Nos résultats, combinés avec les récents résultats de la littérature, suggèrent une très faible dépendance de la taille des galaxies de type précoce avec l'environnement à grande échelle depuis z ~ 1, 5. L'absence de dépendance avec l'environnement est aussi indépendante de l'intervalle de masse considéré. Nous détectons en revanche une dépendance de la taille avec la morphologie : les galaxies lenticulaires paraîssent en moyenne plus compactes que les galaxies elliptiques à masse stellaire fixée. Elles semblent avoir une évolution en taille plus forte que les elliptiques depuis z ~ 1, 5 : elles sont ~ 40% plus petites à z = 1 et seulement ~ 10% plus petites à z = 0. Les galaxies elliptiques, quant à elles, dominent uniquement la population de galaxies au-delà de 10^11 Msun . Finalement, nous comparons nos résultats avec les prédictions des modèles semi-analytiques de Guo et al. (2011) et Shankar et al. (2013) basés sur les arbres de fusions de la simulation Millénium. Globalement, nos résultats sur l'évolution en taille des ETGs sont compatibles à 1 sigma avec ces modèles. Cela permet de mettre quelques contraintes sur les propriétés des modèles d'évolution de galaxie.

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

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. / The study of the evolution of the galaxies, and more specially of the evaporation phenomenon, was for the first time carried out, by Chandrasekhar in particular, in the 40s. Since then, more sophisticated models have been introduced by physicists. These models are kinetics models; well-known and well-studied by mathematicians. However, the evaporation (the fact that stars leave the galaxy) has never been studied before, to my knowledge. The galaxy is seen as a gaz of stars and the model is formed by a Vlasov-Poisson equation, with the gravitational interaction, coupled with Kernel of collision of Landau. A condition of evaporation is added to this model, saying the stars with a large enough kinetic energy are excluded. As this model is too complicated to be studied, I propose in this thesis several simpler models which constitute first steps toward the study of the general model and which inform us about the difficulties implied. In the first part, I am interested in the space-homogeneous model, for which the Vlasov-Poisson term is replaced by a simple time derivative. I make a precise study of the spherically symmetric case with a Maxwellian potential for which the the Landau term is replaced by a Fokker-Planck typed term, and I show the existence of a unique regular solution and the fact that this solution admits an asymptotical profile. In the general homogeneous case, I show the existence of a unique regular solution as long as the mass has not totally disappeared. Theses theoretical results are illustrated with numerical simulations obtained with conservative schemes. In the second part, I am interested in the inhomogeneous case and I derive an hydro-dynamical model for a Vlasov-BGK model (a simpler model than Vlasov-Poisson-Landau) with evaporation.

L'étude de la formation et de l'évolution des galaxies est une thématique en pleine effeversence. Deux grands relevés (2dFGRS, SDSS), portant sur plusieurs millions de galaxies proches, ont permis récemment des avancées importantes dans la compréhension des propriétés physiques des galaxies. D'autre part l'arrivée des télescopes de 8-10m de diamètre, équipés de spectroscopes multi-objets (VLT/VIMOS, Keick/DEIMOS, Gemini/GMOS, ...), a permis la mise en place de plusieurs nouveaux grands relevés portant cette fois sur les galaxies lointaines (VVDS, DEEP2, GDDS, zCOSMOS, ...), donc situées dans un univers plus jeune.<br /><br />Ce travail de thèse porte préférentiellement sur l'étude des relations masse-métallicité ou luminosité-métallicité qui permettent d'établir un lien entre les deux processus majeurs responsables de l'évolution des galaxies: l'assemblage de la masse stellaire (formation d'étoiles ou fusion de galaxies) et l'enrichissement chimique du milieu interstellaire par les générations d'étoiles successives. Nous montrons que la forme de cette relation est un très bon test des modèles de formation et d'évolution des galaxies. Nous étudions ensuite la relation luminosité-métallicité de référence obtenue à partir du relevé 2dFGRS dans l'Univers local. Puis nous étudions l'évolution en fonction de l'âge de l'univers de la relation luminosité-métallicité à l'aide d'un petit échantillon (LCL05), puis de la relation masse-métallicité à l'aide du grand relevé VVDS. Plusieurs résultats obtenus avec ces différents échantillons sont des indices en faveur du modèle hiérarchique: les galaxies les plus massives se formeraient par fusion progressive de galaxies plus petites.<br /><br />Les propriétés physiques d'un grand nombre de galaxies sont estimées à l'aide d'outils d'analyse automatiques spécifiquement développés, ou adaptés à nos besoins, durant cette thèse. Comme résultats annexes, de nouvelles calibrations de la classification spectrale ou du taux de formation d'étoiles des galaxies sont obtenues à partir des grands relevés de l'univers local (respectivement 2dFGRS et SDSS). Ce travail offre de nombreuses perspectives de par le nombre et la diversité des données disponibles.