Dans cette thèse, nous nous intéresserons au contenu gazeux et à l'activité de formation d'étoiles dans les galaxies à disque isolées. Dans la première partie, nous présentons les observations à différentes longueurs d'onde pour un échantillon de galaxies isolées du catalogue de Karachenseva. Les observations de l'émission dans la raie J=1-0 du monoxyde de carbone CO(1-0) de 98 galaxies isolées ont été réalisées avec les radiotélescopes du SEST, du NRAO et de l'IRAM, et 22 objets ont été observés en raie HI 21 cm au radiotélescope de Nançay. Des observations de l'émission dans la raie Ha pour 65 objets isolés ont eu lieu à l'Observatoire de Haute-Provence avec le télescope de 120cm. Les galaxies isolées présentent une émission CO(1-0) plus faible que celle déduite de la plupart des autres relevés extragalactiques, biaisés par des critères de sélection sur l'émission infrarouge. Par ailleurs, leur émission HI paraît normale. Nous montrons que le rapport des masses de gaz moléculaire et atomique vaut en moyenne 0.20: le gaz moléculaire n'est donc pas le composant gazeux majoritaire des disques de galaxies. Ce rapport décroît le long de la séquence morphologique, à l'exception des galaxies de fortes masses dynamiques pour lesquels il reste constant. Cet échantillon de référence nous permet de confirmer qu'il n'y a pas de déficience CO dans les galaxies d'amas, même lorsqu'elles sont déficientes en HI. Le classement de ces objets selon leur morphologie en bande rouge montre qu'il n'y a pas de différences majeures entre galaxies grand-design et flocculentes, barrées ou non-barrées, que ce soit au niveau de leur contenu gazeux ou de leur activité en formation stellaire. Les analyses en composantes principales mettent en évidence les relations unissant l'émission infrarouge, le contenu moléculaire et l'émission de la raie Ha ou continue en bande B. Contrairement à d'autres études, le contenu en gaz atomique apparaît sans influence sur l'activité de formation stellaire. Dans la seconde partie de cette thèse, nous avons développé un code de simulation de transfert de rayonnement UV dans le disque de la galaxie spirale NGC 6946. Avec ce code relativement simple incluant un nombre restreint d'hypothèses, nous parvenons à reproduire les luminosités en infrarouge lointain de cet objet. Nous mettons en évidence le rôle prépondérant des étoiles massives dans le chauffage de la poussière, et la forte contribution des zones de photodissociation aux luminosités totales dans la raie de C+ et dans le continu infrarouge lointain. Le rapport Lc+/LFIR est faible pour le milieu atomique. Enfin, nous mettons en évidence une faible opacité moyenne pour les photons UV pour une galaxie vue

Les amas de galaxies constituent un des outils majeurs de la cosmologie moderne. Une mesure de l'abondance de ces objets permet de caractériser les propriétés cosmologiques de l'Univers et l'analyse de leurs différentes propriétés physiques telles que la masse, la température ou la luminosité X du gaz intra-amas permet quant à elle de contraindre les modèles de formation et d'évolution de ces objets. Dans les deux cas, la grandeur fondamentale est la masse de l'amas de galaxies. Etre capable de les estimer de la manière la plus efficace et la plus précise possible est donc une nécessité. Le travail présenté ici s'inscrit dans cette optique : l'étude d'un échantillon représentatif d'amas de galaxies avec des masses déduites de deux analyses totalement différentes afin d'en augmenter la fiabilité. Cette thèse met l'accent sur la méthode qui utilise les effets de lentilles gravitationnelles prédits par la théorie de la Relativité Générale. L'analyse d'images optiques grand champ des amas a constitué la plus grande partie de ce travail : sélection des galaxies lentillées, estimation de leur forme, mesure du signal de cisaillement gravitationnel et reconstruction de la masse. Chaque étape du processus s'accompagne d'erreurs et de limitations qui ont été mises en lumière, en particulier celles attribuées à la distance importante de l'échantillon d'amas. L'étude de celui-ci du point de vue statistique a permis de caractériser ce qu'on appelle les lois d'échelle. Ces relations entre les différentes grandeurs des amas permettent d'étudier les modèles de formation des structures et constituent l'outil nécessaire à une utilisation des amas comme contrainte cosmologique. Leur étalonnage nécessite donc une estimation robuste des masses. Celles déduites de l'analyse des effets de lentilles gravitationnelles ont ainsi été comparées avec les résultats de la seconde méthode basée sur l'émission X du gaz intra-amas. Pour 7 des 11 amas de l'échantillon, les masses estimées sont compatibles ce qui augmente leur crédibilité. Pour les autres cas, les différences observées mettent en lumière les limitations intrinsèques à chaque méthode, en particulier les effets de projection et l'état dynamique de l'amas. Les résultats obtenus sur la calibration des lois d'échelles sont quant à eux en bon accord avec une grande partie des autres travaux du même type, notamment sur des amas plus proches. En particulier, la présence de processus physiques non gravitationnels est mise en évidence, à la fois sur les propriétés du gaz et celles de la population des galaxies de l'amas.

Dans les galaxies en interaction, de colossales forces de marée perturbent la morphologie des progéniteurs pour engendrer les longs bras d'étoiles, gaz et poussières que l'on observe parfois. En plus de leur effet destructeur, les forces de marée peuvent, dans certain cas, se placer dans une configuration protectrice appelée mode compressif. De tels modes protègent alors la matière en leur sein, en augmentant son énergie de liaison. Cette thèse se concentre sur l'étude de ce régime peu connu en quantifiant ses propriétés grâce à des outils numériques et analytiques appliqués à un spectaculaire système de galaxies en fusion, communément appelé les Antennes. Des simulations N-corps de cette paire de galaxies montrent la présence de modes compressifs dans les régions où les observations révèlent un sursaut de formation stellaire. De plus, les temps et énergies caractéristiques de ces modes correspondent à ceux de la formation de sous-structures autogravitantes telles que des amas stellaires et des naines de marée. Des comparaisons avec les taux de formation stellaire dérivés de simulations hydrodynamiques confirment la corrélation entre les positions des modes compressifs et les sites où la formation des étoiles est certainement amplifiée. Mis bout-à-bout, ces résultats suggèrent que les modes compressifs des champs de marée jouent un role important dans la formation et l'évolution des jeunes amas, au moins d'un point de vue statistique, sur une échelle de temps de l'ordre de dix millions d'années. Des résultats préliminaires de simulations d'associations stellaires soulignent l'importance de plonger les amas dans leur environnement galactique en évolution, pour tenir compte précisément de leur morphologie et évolution interne. Ces conclusions ont été étendues à de nombreuses configurations d'interaction et restent robustes aux variations des principaux paramètres caractérisant les paires de galaxies. Nous notons cependant une nette anti-corrélation entre l'importance du mode compressif et la distance entre ces galaxies. De nouvelles études incluant les aspects hydrodynamiques sont maintenant en cours et aideront à préciser le rôle exact du mode compressif dans la formation et la survie des amas d'étoiles. Les premières comparaisons avec de telles simulations suggèrent que les modes compressifs agissent en tant que catalyseurs ou amorces de la formation stellaire.

Cette these etudie l'influence du balayage par pression dynamique sur l'histoire de la formation stellaire des galaxies spirales qui se trouvent dans des amas. Le balayage par pression dynamique est l'interaction hydrodynamique entre le milieu interstellaire (ISM) d'une galaxie spirale qui evolue dans le puits de potentiel d'un amas, et le milieu intra-amas (ICM). Si la pression dynamique exercee par l'ICM excede la force d'attraction gravitationnelle due au potentiel galactique, la galaxie perd du gaz de sa partie externe. L'amas de la Vierge constitue un laboratoire ideal pour etudier les effets de l'environnement sur l'evolution des galaxies. En effet, cet amas est riche en spirales et dynamiquement jeune. Des observations nous montrent que la quantite de gaz atomique qui se trouve dans les spirales de la Vierge est moins importante que celle des galaxies du champ. En particulier, les spirales des amas presentent des disques HI tronques. Pour celles des galaxies qui presentent aussi une distribution stellaire symetrique, le balayage par pression dynamique semblerait etre l'origine la plus probable de la troncature du gaz du disque.

Nous nous intéressons aux lacets markoviens définis dans le cadre de la théorie des chaînes de Markov à temps continu sur un espace d'états discret. Ce sujet a notamment été étudié par Le Jan [LJ11] et Sznitman [Szn12]. En contraste avec ces références, nous ne supposerons pas la symétrie de la chaîne et nous intéresserons plutôt au cas infini. Tous les résultats sont présentés en termes de générateur de semi-groupe. En comparaison avec [LJ11], certaines preuves ont été détaillées ou améliorées.Nous fournissons par ailleurs quelques résultats sur les amas de boucles (voir [LJL12] dans le cas symétrique). Nous traitons notamment l'exemple du cercle discret. Nous étudions aussi les arbres couvrants définit par l'algorithme de Wilson dans le cas asymétrique.Dans la dernière partie, nous considérons la proportion des lacets couvrants l'espace. En utilisant la limite du spectre, nous donnons une expression générale de la limite de cette proportion pour une suite de graphes. Comme une application, nous donnons deux exemples concrets dans lesquels une transition de phase apparaît.

L'observation des amas de galaxies dans le domaine des rayons X permet, d'une part de les étudier individuellement gràce à la capacité de spectro-imagerie haute-précision des instruments de dernière génération tels qu'XMM-Newton et Chandra, d'autre part, de les détecter jusqu'à de très grandes distances, ce qui permet de tester les phénomènes d'évolution. Ces objets ont un intéret cosmologique particulier puisqu'ils sont les plus massifs de l'Univers et qu'ils se sont formés tardivelent par l'effondrementdes zones denses sous l'effet de leur propre gravité. Ce processus dépend principalement de la densité de matière globale de l'Univers...

Comprendre le processus de formation stellaire est un objectif majeur en astronomie. Sur ce sujet les observations ne donnent que très peu d'information, et les modèles numériques sont donc naturellement privilégiés. De tels modèles s'attachent à suivre la dynamique du gaz, sous l'effet de processus physique variés, ce qui nécessite un temps de calcul très important et ne permet pas de modéliser l'évolution au delà de 0.2 Myr environ. Or les résultats observationnels sont essentiellement issus du champ galactique proche, des amas évolués, voire des regions jeunes ou associations d'étoiles, dont l'âge peut varier de 1 Myr à quelques Gyr. Par conséquent, il est nécessaire pour comparer les résultats des modèles aux observations de comprendre ce qu'il se passe durant cet intervalle de temps. La formation stellaire tend à produire des étoiles en groupes, à partir de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire turbulent. A mesure que les étoiles se forment, le gaz est éjecté et l'évolution est dominée par les interactions gravitationnelles. Suivre l'évolution sous l'effet de ces interactions est couramment utilisé afin de contraindre les modèles et de mieux comprendre l'origine des populations stellaires observées. Les étoiles se forment en sous-groupes ou structures hiérarchisées, qui peuvent ensuite fusionner pour donner des amas stellaires proche des amas ouverts, ou au contraire finir en associations distinctes. Dans ma thèse, je me suis intéressé à l'évolution dynamique de petits groupes d'étoiles, jusqu'alors peu étudiés par rapport aux groupes à 1000 ou 10^4 étoiles. J'ai simulé l'évolution de groupes à N < 100, dans le but d'en étudier la dynamique d'un point de vue statistique, grâce notamment au grand nombre de simulations effectuées, et afin d'identifier les signatures observationnelles propres à une situation initiale donnée. A partir d'un grand nombre de configurations initiales (avec N=20, 50, 100, un rayon typique de 0.025 pc à 1 pc) et 500 simulations par configurations, j'ai étudié l'évolution dynamique de groupes composés d'étoiles de même masse ou comprenant un spectre de masse, et sans population de binaire initiale. L'évolution de tels groupes s'est révélée similaire à celle de groupes plus grands, mais avec une phase d'effondrement plus rapide et surtout moins prononcée. Je décris le comportement moyen menant à une lente expansion de l'amas, ainsi qu'une voie d'évolution très différente, apparaissant dans 17% des cas étudiés, où l'amas est complètement dispersé suite à l'éjection d'une binaire centrale serrée. J'ai également recherché dans quelle mesure les données en densité et en vitesse 3D pouvaient permettre d'identifier l'état dynamique initial d'un groupe. L'utilisation de ces seules données suffisait dans certain cas à déterminer la densité initiale, mais elles devraient être complétées par des données concernant la population de binaire. Ce travail pourra être mis en application pour étudier l'origine dynamique d'association ou de groupes stellaires connus. Enfin, j'ai effectué un grand nombre de simulations numériques dans le but de reproduire l'état observé de l'amas eta Chamaeleontis par pure évolution dynamique à partir de conditions initiales standards. Cette association présente des caractéristiques d'amas évolué, telle que son spectre de masse pauvre en objets de faible masse et l'absence de binaires larges. Je montre que ces propriétés ne peuvent pas être reproduites uniquement par la dynamique, et sont donc les traces d'un processus de formation non standard.

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Cette thèse se focalise sur l'étude des amas de galaxies, via l'effet Sunyaev-Zel'dovich (tSZ), qui consiste en l'interaction de ces même amas avec le fond diffus cosmologique. Pour ce faire j'ai utilisé les données expérimentale de l'instrument HFI du satellite PLANCK. Cette thèse ce découpe en trois parties majeures, (1) L'analyse et le traitement des données en temps, des données brut jusqu'au cartes du ciel, ce focalisant tout particulièrement sur les effets systématiques. (2) Le développement de méthode de séparation de sources, permettant la construction de cartes par émission astrophysique (tout particulièrement l'effet Sunyaev-Zel-dovich) à partir de données multi-fréquences. (3) L'analyse physique des cartes d'effet Sunyaev-Zel'dovich, produit par le gaz d'électron chaud présent dans les amas de galaxies. Ce travail permet la mise en place de contrainte, sur le profile de pression des amas de galaxies, sur la présence de filaments de matière entre des système binaire d'amas de galaxies, ainsi que la mise en évidence du spectre de puissance de l'effet tSZ. / This work is focusing on the study of the thermal Sunyaev-Zel'dovich (tSZ) effect produced by the gaz of hot electrons present in galaxy clusters. This effect consist on the interaction between the Cosmic Microwave Background (CMB) and galaxiy clusters. For this purpuse I used the data from the High Frequency Instrument (HFI) of the PLANCK satellite. This work can be divided in three main parts : (1) The study of systématics effects present in the Time Ordered Data and in the construction of the sky maps. (2) The devellopement of new components seperation methods for the tSZ effect in the context of multi-frequencies observations. (3) The physical analysis of the tSZ effect providing constraints on the galaxy clusters properties. This work allow to put some constraints on the galaxy clusters pressure profile, on the WHIM components present in the inter-clusters medium between binary system of galaxy clusters and on the detection of the tSZ power spectrum with PLANCK.

La décomposition de solutions solides sursaturées d'alliages multiconstitués Al-Cu- (Li, Mg) pose des défis théoriques et expérimentaux. La formation de fluctuations chimiques à température ambiante est analysée de façon critique en utilisant une combinaison de diffusion centrale (SAS), de calorimétrie différentielle à balayage (DSC), de sonde atomique tomographique (APT) et de micro-dureté. Une méthodologie pour l'interprétation combinée de données SAS d'expériences utilisant des neutrons et des rayons X est proposée et permet une comparaison avec les données de sonde atomique. Les résultats donnent la chimie et les dimensions sub-nanométriques des amas. L'effet du Mg sur les cinétiques de vieillissement naturel est discuté dans le contexte de son interaction avec les lacunes disponibles pour la diffusion. De courts traitements isothermes à températures relativement basses sont utilisés pour dissoudre les amas présents après vieillissement naturel et obtenir une solution solide avec moins de lacunes qu’après mise en solution. Lorsque du Mg est présent dans le système Al-Cu-Li, le soluté libéré après dissolution se regroupe avec une cinétique comparable à celle obtenue immédiatement après la trempe du traitement de mise en solution. L'augmentation immédiate de la cinétique de mise en amas quand une concentration quelconque de Mg est présente dans les alliages Al-Cu- (Li, Mg) est révélée avec couple de diffusion. / Decomposition of super saturated solid solutions of Al-Cu-(Li,Mg) alloys pose theoretical and experimental challenges. The chemical fluctuations - clusters - formed at room temperature are critically analysed using a combination of in-situ small angle scattering (SAS), differential scanning calorimetry (DSC), atom probe tomography (APT), and micro-hardness. A methodology for combined interpretation of SAS data from experiments using neutron and X-ray radiation is proposed and allows for comparison with standard analysis performed by APT. The results effectively capture the chemistry and sub-nanometer dimensions of clusters. The profound positive effect of Mg on clustering of Cu via excess vacancies available for diffusion is captured through the clustering kinetics over the course of natural ageing. Short isothermal treatments at relatively low temperatures are used to dissolve naturally aged clusters and obtain a solid solution with less expected vacancies. When Mg is present in the Al-Cu-Li system, released solute after dissolution exhibits clustering behaviour with kinetics comparable to those immediately after quench from solution treatment. The immediate increase of clustering kinetics when any concentration of Mg is present in Al-Cu-(Li,Mg) alloys is revealed through a composition graded sample.