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.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Cette thèse présente le travail réalisé par l'auteur consacréà l'étude de l'influence des vents magnétosphériques des pulsars sur leur environnement. Le problème du vent magnétosphérique des pulsars est étudié dans le contexte des pulsars classiques, qui forment des nébuleuses de pulsar. L'observation de ces nébuleuses fournit des informations importantes sur leurs conditions physiques et dynamiques. Le vent magnétosphérique des pulsars milliseconde est également étudié. La contribution des pulsars millisecondeà l'émission gamma des amas globulaires est étudiée par des simulations numériques.Dans la première partie, les résultats des observations infrarouge du vestige de supernova G21.5-0.9 sont présentées. Les données utilisées comprennent des observations du Very Large Telescope de l'ESO, du télescope Canada-France-Hawaï (CFHT) et du télescope spatial Spitzer. La détection de la nébuleuse compacte autour du pulsar PSR J1833-1034, avec l'instrument CFHT/AOB-KIR (bande K') et la caméra IRAC/Spitzer (toutes les bandes), est présentée. La valeur moyenne de la fraction de polarisation linéaire de l'émission détectée est estiméeà $P_{rm L}^{avg} simeq 0.47$. Une oscillation du vecteur champ électrique dans la nébuleuse compacte peut être observée. Le spectre infrarouge de la nébuleuse compacte est bien décrit par une loi de puissance d'indice $alpha_{rm IR} = 0.7 pm 0.3$, et suggère un aplatissement spectral entre les domaines infrarouge et X. La détection de la raie d'émission [Fe II] à 1.64 $mu$m est présentée. La spectroscopieà moyenne résolution permet d'estimer l'extinction par le milieu interstellaire de l'émission infrarouge de l'objet, ainsi que la vitesse d'expansion de la matière émettant la raie du [Fe II], ce qui conduità une estimation de la distanceà G21.5-0.9 de $3.9 pm 1.2$ kpc.La deuxième partie présente une étude de l'activité magnétosphérique des pulsars milliseconde dans le contexte de l'émission gamma des amas globulaires. Une base de données des caractéristiques d'émission des pulsars milliseconde et des spectres d'éjection des électrons est créée sur la base du modèle pair starved polar cap de la magnétosphère des pulsars. Le concept de facteur de biais est introduit et étudié. Des spectres synthétiques d'amas globulaires sont simulés dans la gamme d'énergie allant du GeV au TeV. Ils consistent en une composante d'émission magnétosphérique des pulsars milliseconde résidant dans l'amas, et une composante Compton inverse résultant de la diffusion des photons ambiants (le champ stellaire des photons provenant des étoiles de l'amas, et le fond diffus cosmologique) par les leptons relativistes diffusant dans l'amas. Enfin, les spectres synthétiques des amas globulaires sont comparés et contrastés avec les observationsà haute et très haute énergie des amas globulaires sélectionnés: Terzan 5 et 47 Tucanae. / This PhD thesis presents the results of the studies on the influence of magnetospheric pulsar winds on the surroundings of these objects. The problem of the magnetospheric pulsar wind is studied in the context of classical pulsars, which power prominent pulsar wind nebulae. Observations of these nebulae yield important information on their physical and dynamical conditions. The magnetospheric winds of millisecond pulsars are also investigated. The contribution of millisecond pulsars to the gamma-ray emission of globular clusters is studied through numerical simulations. In the first part of the thesis, the results of infrared observations of the supernova remnant G21.5-0.9 are presented. The observational material includes data obtained with the ESO Very Large Telescope, the Canada-France-Hawaii Telescope and the Spitzer Space telescope. The detection of the compact nebula around the pulsar PSR J1833-1034, through imaging with both the CFHT/AOB-KIR instrument (K' band) and the IRAC/Spitzer camera (all bands), is reported. The average value of the linear polarisation fraction $P_{rm L}^{avg} simeq 0.47$ of the detected emission is estimated. A swing of the electric field vector across the compact nebula is observed. The infrared spectrum of the compact nebula is best described as a power law of index $alpha_{rm IR} = 0.7 pm 0.3$, and suggests its flattening between the infrared and X-ray bands. The detection of [Fe II] 1.64 $mu$m line emitting material is reported. Through medium resolution spectroscopy the infrared interstellar extinction to the object is estimated, and also the expansion velocity of the iron-line emitting material is determined, which in turn leads to estimating the distance of $d = 3.9 pm 1.2$ kpc to G21.5-0.9. The second part presents a study of the magnetospheric activity of millisecond pulsars in the context of the gamma-ray emission of globular clusters. Based on the pair starved polar cap model of the pulsar magnetosphere the database of the millisecond pulsar emission characteristics and the electron ejection spectra is created. The modelled electron ejection spectra are single-peaked for mildly inclined and fast rotating pulsars, while double-peaked for slowly rotating pulsars. The concept of the bias factor is introduced and studied. Synthetic spectra of globular clusters, stretching from MeV up to TeV energies, are simulated. They consist of the magnetospheric contribution from the millisecond pulsar population residing in the cluster, and an inverse Compton scattering (ICS) component resulting from up-scattering of the ambient photon fields (cosmic microwave background and optical photons from stellar population in the cluster) on the relativistic electrons diffusing through the cluster. The spectral characteristics of the ICS component depends on the composition of the ambient photon fields and also on the magnitude of the cluster magnetic field $B_{rm GC}$. For low $B_{rm GC} sim 1 mu$G the spectra are double-peaked. For the high $B_{rm GC} gtrsim 10 mu$G the ICS spectra are single-peaked. The level of ICS emission increases with the increase of $B_{rm GC}$, but it saturates for $B_{rm GC} sim 10 ~mu$G. Finally, the simulated synthetic spectra of globular clusters are confronted with the existing gamma-ray data for selected clusters: Terzan 5 and 47 Tucanae.

Briser la frontière observationnelle de l’Univers lointain suscite de nombreux axes de recherches dans la cosmologie moderne. Exigeantes par la sensibilité demandée, ces observations constituent aussi bien un défi technologique pour les prochaines générations d’instruments qu’une étape nécessaire à la compréhension des différentes étapes d’évolution de l’Univers. Une des étapes importantes est la réionisation du milieu intergalactique, époque charnière marquant la fin des “Âges Sombres”. Déterminer quand et comment ce processus s’est déroulé et quelles ont été les sources l’ayant déclenché et entretenu sont les principales questions motivant ces recherches. Les travaux présentés dans cette thèse participent à l’effort de la communauté scientifique internationale dans la caractérisation de l’histoire de l’époque de la réionisation en recherchant des galaxies à grand décalage spectral vers le rouge (redshift). Après un panorama complet des contraintes observationnelles actuelles sur l’époque de la réionisation, sont ensuite présentés les deux projets ayant fournis les données constituant la matière première de cette analyse. En utilisant une même technique d’imagerie en bande étroite dans le domaine de longueurs d’onde proche-infrarouge, des observations avec l’instrument WIRCAM (CFHT) et d’autres avec l’instrument HAWK-I (VLT) ont permis d’établir des contraintes robustes sur la fonction deluminosité des Emetteurs Lyman-α au redshift z = 7.7. A l’occasion de la présentation du second projet, la problématique de la stratégie observationnelle est abordée, notamment via l’utilisation des amas de galaxies comme lentilles gravitationnelles amplifiant le flux des sources d’arrière-plan. L’absence de confirmation spectroscopique des Emetteurs Lyman-– sélectionnés durant l’analyse des données WIRCAM et l’absence de candidats dans le sondage HAWK-I suggèrent une évolution de la fonction de luminosité des Emetteurs Lyman-– entre les redshifts z = 6.5, telle quedéterminée dans d’autres études, et z = 7.7. La tendance de cette évolution, en luminosité ou en densité de galaxies, ne peut pas encore être déterminée compte tenu de la variabilité des résultats obtenus à plus bas redshift. Si cette évolutions’effectuait en luminosité, ce pourrait être le signe d’une augmentation de l’opacité du milieu intergalactique au rayonnement Lyman-α causée par une plus importante fraction d’hydrogène neutre, ce qui est une signature attendue de la réionisation. / Breaking through the observational frontier of the distant universe motivates numerous scientific cases in modern cosmology. Demanding by the required sensitivity, high-redshift observations provide both a technological challenge for next generation instruments and a necessary step toward the understanding of cosmic evolution. One critical epoch is the reionization of the intergalactic medium bringing to light the end of the so-called “Dark Ages”. Determine when and how this process took place and what were the sources that started and maintained the reionization are the mainquestions motivating this research. The work presented in this thesis contributes to the effort of the internationalscientific community in characterizing the reionization epoch history by searching for galaxies at high redshift. First, I describe the current observational constraints in a comprehensive chapter. Then the two datasets used in that work are presented. From narrow-band observations in the near-infrared with WIRCAM at the CFHT and HAWK-I at the VLT, I put strong constraints on the luminosity function of Lyman-α Emitters at z = 7.7. The best strategy for this type of survey is discussed, in particular with the use of massive galaxy clusters acting as gravitational lenses that amplify the flux from background sources. The lack of spectroscopic confirmation of candidates found with WIRCAM and the lack of candidates found with HAWK-I suggest an evolution of the luminosity function from z = 6.5. This evolution could be either in luminosity or in number density but somewhat discrepant results at lower redshift prevent any definitive answer to this question. If the evolution was mostly in luminosity, it could be interpreted as an increase in the opacity of the intergalactic medium caused by an increased fraction of neutral hydrogen, which is an expected signature of reionization.

Nous étudions la formation d’étoiles et d’amas d’étoiles dans les galaxies dominées par le gaz. Ce terme réfère en premier lieu aux galaxies de l’époque du pic de formation d’étoiles dans l’histoire de l’Univers, qui s’est déroulé vers z ~ 2, mais aussi à leurs analogues locaux, les galaxies naines de marées. En premier lieu, en utilisant des simulations numériques, nous montrons que les galaxies massives typiques de z=2, avec une fraction de gaz d’environ 50%, forment des structures gazeuses massives (10**7-8 masses solaires) et liées gravitationnellement, appelées grumeaux dans la suite. Ces grumeaux ne se forment dans des galaxies avec une fraction de gaz inférieure à 25%. Nous présentons ensuite une étude observationnelle d’un analogue local de grumeaux de galaxies à z=2, la galaxie naine de marée NGC 5291N. Une analyse des raies d’émission de cette galaxie montre la présence de chocs sur les pourtours de l’objet. La photométrie des amas d’étoiles de cette galaxie montre que les amas les plus jeunes (< 10 millions d’années) sont significativement moins massifs que les amas plus âgés. Ceci peut être le signe de fusions progressives d’amas et/ou d’une forte activité de formation stellaire dans ce système il y a environ 500 millions d’années.Dans un second lieu nous étudions comment la fraction de gaz influe sur la formation d’étoiles et d’amas stellaires dans des fusions de galaxies à z=2. En utilisant des simulations numériques nous montrons que ces fusions n’augmentent que relativement peu le taux de formation d’étoiles et d’amas stellaires comparativement aux fusions de galaxies locales, à faible fraction de gaz. Nous montrons que ceci est due à une saturation de plusieurs facteurs physiques, qui sont déjà présents naturellement dans les galaxies isolées à z=2 et sont donc comparativement peu accentués par les fusions. Il s’agit de la turbulence du gaz, des zones de champ de marée compressif et des flux de matières vers le noyau de la galaxie. Nous montrons aussi que les structures stellaires formées au sein des grumeaux de gaz sont préservées par la fusion : elles sont éjectées des disques et orbitent dans le halo de la galaxie résultante de la fusion, où elles peuvent devenir les progéniteurs de certains amas globulaires / We study the formation of stars and stellar clusters in gas-dominated galaxies. This term primarily refers to galaxies from the epoch of the peak of the cosmic star formation history, which occurred at z ~ 2, but also to their local analogues, the tidal dwarf galaxies.Firstly, using numerical simulations, we show that the massive galaxies at z = 2, which have a gas fraction of about 50%, form massive (10**7-8 solar masses) and gravitationally bound structures, which we call clumps thereafter. These clumps do not form in galaxies with a gas fraction below 25%. We then present an observational study of a local analogue of a z = 2 galactic clump, which is the tidal dwarf galaxy NGC 5291N. The analysis of emission lines show the presence of shocks on the outskirts of the object. Photometry of this galaxy’s stellar clusters show that the youngest clusters (< 10 million years) are significantly less massive than older clusters. This could be the sign of ongoing cluster mergers and/or of a strong star formation activity in this system about 500 million years ago).Secondly, we study how the gas fraction impacts the formation of stars and stellar clusters in galaxy mergers at z = 2. Using numerical simulations we show that these mergers only slightly increase the star and stellar cluster formation rate, compared to local galaxy mergers, which have a lower gas fraction. We show that this is due to the saturation of several physical quantities, which are already strong in isolated z=2 galaxies and are thus less enhanced by the merger. These factors are gas turbulence, compressive tides and nuclear gas inflows, We also show that the stellar structures formed in the gaseous clumps are preserved by the fusion: they are ejected from the disk and orbit in the halo of the remnant galaxy, where they may become the progenitors of some globular clusters

Des mélanges de gaz et de particules sont présents dans divers environnements géophysiques. De tels mélanges chauds sont générés par des éruptions volcaniques explosives et comprennent des écoulements de conduit, des jets et des panaches, ainsi que des courants de densité pyroclastiques. La concentration de particules dans ces mélanges volcaniques peut varier fortement, allant de concentrations élevées (>50 % en volume) dans les écoulements denses fluidisés à des concentrations très faibles dans les suspensions diluées dans lesquelles les particules sont mises en suspension par la phase gazeuse turbulente. Une limite de concentration inférieure à ~% en volume dans les suspensions diluées a été suggérée par des études récentes, car des concentrations plus élevées nécessiteraient une énergie cinétique turbulente excessive. L'objectif principal de cette thèse est d'étudier expérimentalement le comportement d'un écoulement d'air turbulent dans un cylindre avec des concentrations de particules croissantes, pour différents nombres de Reynolds et en utilisant différents types de particules. Les nombres de Reynolds des mélanges gaz-particules dans les expériences atteignaient ~106. Une première série d'expériences a été menée avec des billes de verre de différentes tailles allant de 75-80 μm jusqu'à 2 mm, pour un total de huit tailles de particules. Au-dessus d'un seuil de concentration moyenne de 0.5-3 % en volume, qui augmentait avec le nombre de Reynolds, le comportement de l'écoulement a montré une transition d'une suspension homogène de particules (sous la concentration maximale) vers une séparation en une partie basale dense et une partie supérieure diluée contenant la concentration maximale des particules. Ce seuil de concentration a été détecté à l'aide de mesures de pression et d'une méthode impliquant une sphère dont la densité était légèrement inférieure à la densité apparente des particules et qui pouvait donc flotter au-dessus de la partie basale dense, si celle-ci était présente. Des vidéos à haute vitesse ont révélé que l'apparition de la concentration maximale de particules coïncidait avec l'émergence d’amas de particules dans la partie turbulente diluée. Dans une deuxième partie de la thèse, les expériences ont été répétées pour cinq gammes de tailles de particules de céramique et elles ont révélé le même comportement général que pour les billes de verre. Pour les deux types de particules, une concentration maximale a pu être détectée pour presque toutes les tailles de particules et a montré une augmentation avec le nombre de Reynolds à la puissance 1/5 (billes de verre) ou 0.4 (billes de céramique). Compte tenu du nombre de Reynolds des particules, la concentration maximale des particules augmente ensuite jusqu'à la puissance de 1/6 pour les particules de céramique et de verre. Ces résultats ouvrent de nouvelles perspectives sur la structure des mélanges gaz-particules volcaniques et ils fournissent également des contraintes pour les données d'entrée et de sortie des simulations numériques et pour les observations géophysiques. / Mixtures consisting of gas and particles can be found in various geophysical environments. Hot mixtures are generated by explosive volcanic eruptions and include conduit flows, jets and buoyant plumes, and pyroclastic density currents. The particle concentration within these volcanic mixtures can vary highly, from high concentrations (>50 vol. %) in dense fluidized flows to very low concentrations in dilute suspensions in which the particles are suspended by the turbulent gas phase. A concentration limit of less than ~1 vol. % in dilute suspensions was suggested by recent studies, as higher concentrations would require excessive turbulent kinetic energy. The main objective of this thesis was to investigate experimentally the behavior of a turbulent air flow in a pipe with increasing particle concentrations, for different Reynolds numbers and using different types of particles. The Reynolds numbers of the gas-particle mixtures in the experiments were up to ~106. A first set of experiments was conducted with glass beads of varying sizes from 75-80 μm up to 2 mm, for eight particle size ranges in total. Above a bulk concentration threshold of ~0.5-3 vol. %, which increased with the Reynolds number, the flow behavior changed from a homogeneous suspension of particles (below the maximum concentration) to a separation into a dense basal part and an upper dilute part carrying the maximum concentration of particles. This concentration threshold was detected with pressure measurements and a method that involved a ball of a slightly lower density than the bulk density of the particles, which could thus float over the dense basal part, if present. High-speed videos revealed that the occurrence of the maximum particle concentration coincided with the emergence of particle clusters in the dilute turbulent part. In a second part of the thesis, the experiments were repeated for five ceramic particle size ranges and they yielded the same general behavior as for the glass beads. For both types of particles, a maximum concentration could be detected for almost all particle size ranges and showed an increase with the mixture Reynolds number to the power 1/5 (glass beads) or 0.4 (ceramic beads). Considering the particle Reynolds number the maximum particle concentration then increase to the power 1/6 for both ceramic and glass particles. These results give new insights about the structure of volcanic gas-particle mixtures and they also provide constraints for input and output data of numerical simulations and for geophysical observations.

L'objectif de cette thèse était d'utiliser les propriétés magnétiques des roches (paléomagnétisme, anisotropie de la susceptibilité magnétique (ASM) et différentes techniques d'analyse de la minéralogie magnétique), complété par d'autres méthodes classiques (microscopie pétrographique et électronique, goniométrie de texture, spectroscopie Raman, statistiques d'orientation préférentielle de forme et cathodoluminescence) pour aborder des thématiques récurrentes relatives à la formation des gisements métalliques. Cette approche a été appliquée à deux problèmes métallogéniques : (i) le traçage de la circulation du fluide ayant produit la métasomatose ferrifère des carbonates de La Florida (Cantabrie, Nord de l'Espagne) et la mise en place des minéralisations à Pb–Zn associées (MVT) ; et (ii) l'étude de la structuration des gossans et le décryptage de l'histoire de l'altération des amas sulfurés de la Ceinture Pyriteuse Sud Ibérique (CPSI, Andalousie, Sud de l'Espagne). Dans le premier cas, nous avons pu démontrer expérimentalement que la circulation des fluides produit une anisotropie de forme dont on peut retrouver l'empreinte dans le signal de l'ASM. Cette propriété nous a permis de définir une direction NE–SW de circulation du fluide métasomatique à La Florida. Dans le deuxième cas, le couplage entre l'ASM et le paléomagnétisme nous a permis de définir deux fabriques magnétiques dans les gossans primaires ; (i) une fabrique, d'âge ancien, de « compaction », caractéristique des parties supérieures des gossans, probablement associé au réchauffement de l'Oligocène supérieur et (ii) une fabrique de « mélange », plus récente, localisée dans les parties inférieures des gossans, formée probablement lors de l'événement messinien. La fabrique de «compaction » refléterait donc une altération plus mâture comparée à la fabrique de « mélange ». Par ailleurs, l'analyse de la minéralogie magnétique des gossans et des terrasses de la CPSI a révélé la présence « inhabituelle » de la pyrrhotite, une présence que nous avons attribué à l'activité de bactéries sulfato-réductrices dans des microdomaines réducteurs, disséminés dans un environnement globalement oxydant et très acide.

Les observations XMM-Newton et Chandra en X de trois amas globulaires galactiques (NGC 2808, NGC 4372 et M 22) sont présentées et analysées. Elles sont complétées par des observations dans le visible, l'ultraviolet, l'infrarouge et le domaine radio afin d'identifier les sources X liées à ces amas globulaires. Les observations X ont permis de détecter 16 sources liées à NGC 2808 et 18 sources liées à M 22 qui sont principalement des binaires serrées. Cette population élevée de binaires aurait un rôle important à jouer dans le ralentissement de l'effondrement du cœur de ces amas globulaires. Une binaire X de faible masse en quiescence contenant une étoile à neutrons a été détectée dans NGC 2808 et aucune source de ce type n'est détectée dans M 22 et NGC 4372. Ces résultats sont en accord avec la corrélation déjà observée entre le nombre de ces objets et le taux de rencontre d'étoiles dans le cœur des amas globulaires. Un déficit possible de sources X dans NGC 2808 semble indiquer que le taux de rencontre n'est pas le seul paramètre intervenant dans la production des sources X et la métallicité de l'amas pourrait aussi avoir une influence. À partir des rapports X/UV et d'observations spectroscopiques, nous proposons différentes approches afin de résoudre le problème du déficit d'éruptions de variables cataclysmiques déjà observé dans les amas globulaires. Ces approches consistent à déterminer si les variables cataclysmiques des amas globulaires sont en majorité magnétiques ou si elles ont un taux d'accrétion faible. Enfin, les observations permettent d'apporter une limite supérieure d'environ 400 masses solaires si un trou noir de masse intermédiaire se trouvait dans NGC 2808.

On observe des anomalies d'abondances en surface de nombreuses étoiles A (d'amas et du champ). Ces anomalies d'abondances sont générées par la diffusion microscopique et peuvent etre modulées par l'action d'autres processus de m´elange, incluant la convection, le méange rotationnel, la perte de masse, etc. Ces étoiles désignées chimiquement particulières montrent typiquement des sous-abondances en calcium et/ou en scandium ainsi que des surabondances en éléments du pic du fer et en éléments plus lourds. Les étoiles A non magnétiques de ce type sont classifiées Am.<br />En observant en particulier des étoiles A et F dans des amas ouverts, on peut obtenir des informations additionnelles qui facilitent la comparaison aux mod`eles, soient la composition chimique initiale et l'age de ces étoiles. Ainsi en déterminant la composition chimique des étoiles A/F dans plusieurs amas ouverts d'ages différents, on peut suivre l'évolution de la composition chimique de surface et contraindre les modèles évolutifs au niveau des processus de transport.<br />Dans cette thèse, j'expose l'analyse de la composition chimique d'échantillons d'étoiles A et F dans deux amas ouverts d'ages différents: les Pléiades (100 Myrs) et Coma Berenices (450 Myrs). Ce travail repose sur des observations que j'ai menées avec les trois spectrographes AURELIE, ELODIE et SOPHIE a l'Observatoire de Haute-Provence (OHP). La méthode des spectres synthétiques, basée sur des modèles d'atmosphères d'ATLAS9-12, a été utilisée afin de déterminer les abondances de 22 éléments. Ces observations sont ensuite comparées aux prédictions des modèles évolutifs de Montréal. Les résultats démontrent l'existence de processus hydrodynamiques dans les zones radiatives de ces étoiles et qui contrebalancent les effets de la diffusion microscopique.

Nous étudions la formation et les propriétés des systèmes auto-gravitants à l'aide de simulations numériques à N corps d'effondrements gravitationnels.<br />Nous effectuons dans un premier temps une synthèse des principaux résultats analytiques concernant les équations de Boltzmann sans collisions et de Poisson, qui modélisent les systèmes gravitationnels non collisionnels ainsi que certaines solutions analytiques de ce système couplé d'équations.<br />Nous présentons ensuite les codes de calcul utilisés pour les simulations. Nous avons parallélisé certains de ces codes, nous introduisons donc le calcul parallèle et la bibliothèque d'échange de message MPI.<br />Nous exposons enfin les résultats de nos simulations, et leurs analyses. Nous déduisons de ces analyses divers résultats pouvant expliquer différentes caractéristiques des systèmes auto-gravitants ainsi que les conditions initiales nécessaires au déclenchement des instabilités d'Antonov et d'orbites radiales.