La question de l'inné ou de l'acquis des propriétés dynamiques des disques de galaxies reste encore largement ouverte. Si l'environnement joue une part importante dans l'établissement de ces caractéristiques (spirales, gauchissement, disques épais), son influence est modulée par la propension intrinsèque que possède un objet à réagir ou non à ces perturbations. Cette problématique ne peut être abordée quantitativement qu'en termes de populations d'objets, afin de s'affranchir des spécificités liées à un cas de figure donné. D'autre part, les grands relevés permettent déjà une étude statistique des propriétés morphologiques des galaxies. La compréhension théorique des propriétés de ces populations d'objets doit atteindre le même degré de précision et de représentativité que les observations. À cette fin, cette thèse propose d'aborder de façon statistique la dynamique des systèmes galactiques, en reliant les distributions des propriétés de ces objets aux caractéristiques statistiques des interactions qu'elles subissent. Les travaux exposés se concentrent sur la composante ”halo de matière noire” des systèmes galactiques, qui agit comme un transmetteur entre environnement cosmologique et galaxies.<br />Cet objectif nécessite à la fois une description correcte des processus dynamiques internes et une bonne connaissance des propriétés des environnements dans lesquels baignent les halos. Afin de répondre à cette double exigence, le cadre propose ici repose sur une approche hybride où les processus internes sont abordés via les outils analytiques de la dynamique galactique, tandis que les caractéristiques des interactions sont extraites de simulations à grande échelle. Les échanges (accrétion et champ de marée) entre les halos et le milieu extérieur sont décrits en termes de flux de matière au travers de la sphère de viriel et de potentiel projetés. La description des interactions se ramène à la caractérisation statistique d'une condition limite. Cette vision “halocentrique” permet en outre de conserver l'information angulaire et cinématique nécessaire au calcul de la réponse dynamique des halos.<br />La dynamique est abordée dans le régime des faibles interactions via une description perturbative non linéaire de la réponse d'un système non collisionnel ouvert. Compte tenus des temps dynamiques courts opérant au sein des halos, l'influence des faibles perturbations se manifeste via des processus résonnants, correctement décrits par un formalisme en angle-actions. Cette théorie doit permettre de décrire des phénomènes tels que la friction dynamique ou l'effeuillage par effet de marée. A partir d'une extension de la “méthode matricielle” décrivant la dynamique dans l'espace des angles-actions, il est démontré comment cette technique analytique exprime directement les caractéristiques statistiques de la réponse des halos en fonction des propriétés de leur environnement. Cette “propagation statistique” ne fait pas appel aux réalisations individuelles de systèmes en interaction, mais nécessite une connaissance complète des propriétés de l'accrétion et du champ de marée, ainsi que leurs interdépendances statistiques. L'évolution séculaire du halo dans le régime des interactions récurrentes est également décrite dans un formalisme quasi-linéaire. L'évolution de la fonction de distribution du halo y est décrite comme une diffusion au long cours des orbites du système, induite par la présence de perturbations externes.<br />Les propriétés de l'accrétion et du champ de marée sont extraites d'un ensemble de simulations cosmologiques permettant de réduire les effets de variance cosmique. Cette mesure permet une description quantitative des interactions et représentative de la diversité des cas de figure. Ces études sur simulations sont limitées au régime de faibles interactions pour des redshifts inférieurs à 1. La distribution du flux de masse au rayon de viriel a permis de contraindre quantitativement le degré d'anisotropie de l'accrétion de matière par les halos. Cette mesure en termes de flux est complétée par une étude détaillée de la distribution des satellites qui confirme un excès d'accrétion équatoriale de l'ordre de 15 pour cents et qui est interprétée en termes de flux filamentaire. Les propriétés de l'accrétion et du potentiel sont abordées de façon plus exhaustive via une description adaptée à la propagation statistique. Les propriétés cinématiques de la matière passant au travers du rayon de viriel mettent en évidence le caractère distinct de la matière nouvellement accrétée de celle ayant déjà interagit avec le halo. Cette différence se manifeste dans la trajectoire des flux de masse impliqués ou dans leurs vitesses caractéristiques. Les mesures de corrélations angulo-temporelles du potentiel au rayon de viriel indiquent un champ de marée stationnaire et hautement quadripolaire, traitant la distribution de matière dans les régions périphériques du halo. Les mêmes corrélations sont mesurées pour le flux de masse, montrant en particulier l'invariance au cours du temps du spectre de puissance de la matière noire au rayon de viriel. Une courte étude sur la distribution des métaux liés aux sous-structures illustre comment les études observationnelles peuvent fournir des contraintes statistiques sur la distribution de matière au sein des halos.<br />De façon générale, l'établissement d'un lien entre propriétés statistiques de l'environnement et distribution des réponses dynamiques des halos permet d'envisager un large champ d'applications. D'une part, la connaissance des flux doit permettre de prédire les propriétés statistiques de la répartition de la matière noire au sein des halos. À l'inverse, les traceurs observationnels de la distribution de matière (émission X, effet SZ, lentilles gravitationnelles, systèmes absorbants) fournissent des contraintes sur les propriétés réelles des flux, ainsi que sur les modèles sous-jacents de halos (profil de masse par exemple) et sur les biais associés aux traceurs utilisés (rapports M/L par exemple). Enfin, une validation à terme de la propagation statistique permet d'entrevoir la mise en place de l'inversion dynamique qui permet de remonter à l'histoire d'interaction d'un halo à partir de son état actuel.

Une des frontières actuelles de la cosmologie observationnelle est celle de la réionisation, époque au cours de laquelle la formation des premières étoiles et galaxies a marqué la fin des « Âges Sombres » et la réionisation du milieu intergalactique. La nature et l'époque de formation de ces sources sont encore mal déterminées, et constituent les éléments clé pour un grand nombre de futurs projets instrumentaux (JWST, EMIR/GTC, KMOS/VLT, ...) dont les développements font l'objet d'études de faisabilité poussées.<br /><br />Ce travail de thèse regroupe différents programmes visant à contraindre les propriétés physiques des objets astrophysiques parmi les plus distants connus. Les contraintes sur la détection et l'étude de telles sources à l'aide des instruments actuels ont amené à l'utilisation des amas de galaxies comme lentilles gravitationnelles, pour bénéficier de l'effet d'amplification.<br /><br />Une première partie introduit les différentes notions associées à ce sujet de thèse : le contexte cosmologique, les propriétés de l'Univers distant et les lentilles gravitationnelles. Sont ensuite présentés les trois principaux projets observationnels sur lesquels se fonde ce travail : <br /><br />· Une recherche d'émetteurs Lyman-alpha par de la spectroscopie systématique au sein des régions les plus amplifiées d'un ensemble d'amas de galaxies. L'échantillon de sources obtenu permet de contraindre la fonction de luminosité Lyman-alpha à des luminosités bien plus faibles que d'autres projets du même type.<br />· Une étude détaillée d'une galaxie très distante observée par les télescopes spatiaux HST et Spitzer. Les propriétés photométriques de cette source suggèrent la présence d'une population stellaire relativement évoluée à cette époque. <br />· Un projet de recherche photométrique dans le proche-infrarouge d'objets très distants, effectué à l'aide du VLT. L'accent est porté sur les détails de l'analyse photométrique et les résultat spectroscopiques obtenus pour plusieurs candidats. L'échantillon étudié dans son ensemble permet de donner des contraintes sur la fonction de luminosité dans l'ultraviolet et le taux de formation stellaire à cette époque.<br /><br />L'ensemble de ces résultats apporte des éléments complémentaires pour une description plus générale de l'époque de la réionisation, que l'on peut confronter aux prédictions des modèles théoriques.<br />Enfin, une dernière partie présente les perspectives de ce travail de thèse et les futurs projets instrumentaux attendus dans ce domaine de recherche.

Ce travail de thèse repose sur l'analyse de trios projets observationnels destines à la détection et l'étude de sources astrophysiques extrêmement distantes. Les champs considérés ont été centrés sur des amas de galaxies utilisés comme télescopes gravitationnels, permettant ainsi de bénéficier de l'effet d'amplification. Après avoir introduit le contexte cosmologique de cette thèse et l'effet de lentille gravitationnelle, je présente tout d'abord une recherche d'émetteurs Lyman-a par de la spectroscopie des régions les plus amplifiées d'un ensemble d'amas. Je décris ensuite l'étude du cas particulier d'une galaxie à z~7 observée par HST et Spitzer, pour laquelle nous avons dérivé des contraintes sur les propriétés physiques. Enfin, je donne les résultats d'un projet de recherche effectué à l'aide du télescope VLT. Il est possible d'obtenir des contraintes sur la fonction de luminosité UV et le taux de formation stellaire à très grand z.

La raie hyperfine à 21-cm de l'hydrogène atomique émise dans l'univers à grand redshift (6 < z < 20) permettra de sonder une nouvellère de la cosmologie, l'époque de la réionisation (EoR). Elle fournira des informations plus détaillées, moins ambigües et plus complètes en 3D que les autres observations possibles de l'EoR (comme les raies d'absorption des quasars, ou le CMB). Son intensité dépend de nombreux processus physiques. Les radiotélescopes de nouvelle génération, SKA et ses précurseurs, entreront en service dans les prochaines années pour observer ce signal. La simulation numérique du 21-cm est importante pour optimiser le design des instruments et interpréter les observations futures. <br />Dans ce travail, nous avons développé un module de transfert radiatif pour le continuum ionisant dans le code LICORICE dans le but de simuler l'époque de la réionisation, pour laquelle le transfert radiatif est un outil essentiel. Nous utilisons un algorithme de ray-tracing de type Monte Carlo sur une grille adaptative. Plusieurs tests sont réalisés pour valider le code dans deux cas, celui d'un champ de densité statique et dans le cas de l'hydrodynamique radiative. <br />Nous produisons ensuite le signal à 21-cm émis pendant l'EoR, qui nous fournit une sonde directe de la réionisation et contient de nombreuses informations sur les sources d'ionisation et de chauffage. Habituellement, on suppose que le flux Ly-α, qui influence la puissance du signal à 21-cm, est fort et homogéne pendant toute la réionisation, mais cette hypothèse n'est pas valable durant la première phase de l'EoR. Nous évaluons exactement le flux Ly-α local en utilisant le module de transfert radiatif de la raie Lyman α et montrons que ce flux modifie le spectre de puissance du signal à 21-cm, particuliérement pendant la première phase de la réionisation. Nous trouvons également que le signal est en absorption forte ce qui ne peut pas être simulé avec les hypothèses habituelles.<br /> Même une faible quantité de rayons X peut affecter l'état physique du gaz neutre dans le milieu inter galactique, puisque ceux-ci ont un libre parcours moyen très long. Le chauffage par les rayons X est un facteur important pour évaluer la puissance du signal à 21-cm dans les régions neutres, aussi avons nous inclus le ray-tracing correspondant dans LICORICE. Nous constatons que les rayons X ont besoin de temps pour élever la température du gaz au-dessus de la température du CMB. Ainsi, avec un niveau de rayons X raisonnable, nous continuons à observer le signal en absorption pendant la premi`ere phase de la réionisation.<br />De plus, nous étudions la formation des galaxies dans un contexte cosmologique. Le but est d'explorer la physique des galaxies primordiales en considérant la rétroaction radiative sur l'hydrodynamique. Nos résultats préliminaires montrent que le calcul de l'ionisation hors équilibre modifie la température du gaz diffus, et son histoire d'accrétion.

Les galaxies passives présentent des morphologies et propriétés structurelles différentes des galaxies de masse similaire formant des étoiles. La preuve d'une distribution bimodale dans propriétés des galaxies suggère un lien entre les processus de quenching et les structures des galaxies. Contraindre les mécanismes et la chronologie de la formation du bulbe s'avère fondamental pour comprendre l'origine de cette corrélation. Les bulbes grossissent-ils au cours de la séquence principale? Les galaxies ré-accrètent-elles un disque formant des étoiles? Les galaxies stoppent-elles leur formation d'étoile à partir des régions internes? etc. Répondre de manière pertinente à ces questions nécessite de résoudre les parties internes des galaxies à différentes époques. Grâce aux données de haute résolution en multi-longueur d'onde fournies par CANDELS, j'ai réalisé une décomposition séparant le bulbe du disque à partir des courbes de brillance de surface de 17'300 galaxies (F160W<23,0<z<2) dans 4 à 7 filtres couvrant un intervalle spectral compris entre 430 et 1600 nm. Une approche novatrice, basée sur un deep-learning, nous permet de sélectionner a priori les meilleurs profils et de réduire de fait la contamination. J'ai ajusté la SED (densité spectrale d'énergie) avec des modèles de population stellaires (BC03) de disque et de bulbe de manière indépendante afin d'obtenir les paramètres des populations stellaires (masses stellaires, couleurs). Cette procédure fournit un catalogue contenant à la fois les informations structurelles/morphologiques et les propriétés des populations stellaires d'un vaste échantillon de bulbes et de disques galactiques fournit à la communauté (lerma.obspm.fr/huertas/form_CANDELS). Il s'agit du catalogue le plus grand et le plus complet décomposant le bulbe du disque galactique à des redshifts z>0. J'ai utilisé le catalogue ainsi obtenu pour comprendre comment les galaxies stoppent leur formation d'étoile et déterminer l'impact que le quenching peut avoir sur les composantes internes. Les propriétés structurelles des bulbes et des disques, bien que différentes, dépendent peu de la morphologie globale de la galaxie hôte et de son activité de formation d'étoile. Si il existe un seul mécanisme de formation pour tous les types de galaxie ou plusieurs mécanismes contribuant à l'augmentation de la densité centrale, aucune trace dans la structure de la composante interne n'est gardée. De plus, les bulbes et les disques évoluant dans des galaxies soit éteintes, soit formant des étoiles (SF), bien qu'ils présentent des propriétés structurelles similaires, possèdent des distributions de couleurs différentes. Le processus de quenching ne semble pas avoir un impact significatif sur les propriétés des composantes internes.La seconde question clé est de savoir à quel moment les bulbes se forment. La distribution en morphologie le long du graphe SFR-masse montre un manque de galaxie calme (quiescent) avec B/T<0.3 alors que les galaxies avec B/T>0.3 sont présentes tout au long de la séquence principale. Cela suggère que la formation du bulbe doit commencer au cours de la séquence principale. De plus, nous n'avons aucune preuve d'un quelconque processus quenching sans qu'il y ait grossissement du bulbe. Nous n'excluons cependant pas la possibilité que les bulbes de la séquence principale correspondent à des galaxies ayant ré-accrété un disque formant des étoiles. La connaissance des âges est à ce niveau nécessaire pour réellement contraindre ce scénario. Une analyse élargie qui inclurait de l'imagerie à bande étroite (SHARDS) permettrait d'explorer les âges typiques des bulbes et des disques afin de placer des contraintes sur leur temps de formation. / Passive galaxies have different morphologies and structural properties than star-forming galaxies of similar mass. The evidence of a bimodal distribution of galaxy properties suggests a link between the quenching process and and galaxy structure. Understanding the origin of this correlation requires establishing constraints on the mechanisms as well as on the timing of bulge formation. How are bulges formed?Do bulges grow in the main sequence? Are galaxies re-accreting a star forming disk? Do galaxies start to quench from the inside? etc.Proper answers to these questions require resolving the internal components of galaxies at different epochs.Thanks to the CANDELS high-resolution multi-wavelength data, I performed 2-D bulge-disk decompositions of the surface brightness profile of $simeq 17'300$ galaxies (F160W < 23, 0 < z < 2) in 4-7 filters, covering a spectral distribution of 430-1600 nm. A novel approach, based on deep-learning, allowed us to make an a-priori selection of the best profile. Stellar parameters are computed trough the SED fitting. The final catalog contains structural/morphological informations together with the stellar population properties for a large sample of bulges and disks within galaxies. This is the largest and more complete catalog of bulge-disc decompositions at $z>0$.The catalog is then used to investigate how galaxies quench and transform their morphologies.The size of disks and massive bulge is independent of the bulge-to-total ratio ($M_{*}>10^{10} M_{odot}$). It suggests a unique formation process for massive bulges and also that disk survival/regrowth is a common phenomenon after bulge formation. However pure bulges (B/T>0.8), are ~30% larger than bulges embedded in disks at fixed stellar mass and have larger Sersic indices. This is compatible with a later growth of these systems through minor mergers.Bulges in star-forming galaxies are found to be 30% larger than bulges in quenched systems, at fixed stellar mass. Regarding the disks the systematic difference is only a factor of $sim 0.1$. This can be interpreted as a signature that galaxies experience an additional morphological transformation during or after quenching. However, this result is not free of progenitor bias.Moreover, the vast majority (if not all) of pure disks (B/T<0.2) in our sample lie in the main-sequence. It suggests that quenching without any bulge growth is not a common channel at least in the general field environment probed by our data. Pure "blue" bulges (B/T>0.8) do exist however, suggesting that the formation of bulges happens while galaxies are still star forming.Finally, in order to put constraints on the formation times of bulges and disks I analyzed the UVJ colors rest frame. Almost all galaxies in our sample present negative color gradients. Bulges are always redder than the disks at all redshifts. This is compatible with a scenario of inside-out quenching put forward by previous works. However rejuvenation through disk accretion could lead to similar signatures.

Les interactions entre les galaxies et leur environnement à grande échelle constituent une pierre angulaire de la théorie de formation des structures. Cependant, derrière cette idée se cache une longue liste de processus. En effet, les galaxies grandissent au sein d'intenses courants de gaz à haut redshift et acquièrent du moment angulaire grâce aux couples de marée exercés par les grandes échelles, tout en fusionnant avec d'autres galaxies. Aucun de ces mécanismes n'est indépendant de la distribution de matière à grande échelle, fortement anisotrope, constituée d'un réseau de vides délimités par des murs, eux-mêmes segmentés par des filaments de haute densité dans lesquels la matière s'écoule en direction des noeuds compacts. La géométrie d'une telle structure influe fortement sur les écoulements cosmiques, notamment les flux de gaz et de galaxies en migration vers les noeuds. Cela modifie en conséquence la distribution et les propriétés des galaxies. Cette thèse explore certaines de ces corrélations entre les échelles galactiques et extra-galactiques dans la simulation cosmologique hydrodynamique HorizonAGN. Tout d'abord, j'analyse et quantifie l'orientation du moment angulaire des galaxies puis montre que les fusions majeures comme mineures peuvent provoquer d'importantes bascules de ce dernier. J'étudie par la suite la distribution des galaxies satellites autour de leur hôte plus massive et mets à jour des corrélations avec la direction du filament voisin ainsi qu'avec le plan de leur galaxie centrale. Enfin, j'étudie l'impact des fusions galactiques et de l'accrétion diffuse sur la taille et sur la forme des galaxies lors du pic cosmique de formation stellaire. / Interactions between galaxies and their larger scale environment is a central tenet of structure formation theory. However, this idea encompasses a long list of processes. Indeed, galaxies grow from intense gas inflows at high-redshift and acquire spin through tidal torques on larger scales while merging with one another at the same time. None of these processes is independent from the large scale distribution of matter, strikingly anisotropic and consisting of an extended network of voids delimited by sheets, themselves segmented by high-density filaments within which matter flows towards compact nodes where they intersect. Such a structure imprints its geometry on cosmic flows, especially gas inflows and drifting galaxies, ultimately shaping the distribution of galactic properties.This work investigates some of these correlations between galactic and extra-galactic scales in the hydrodynamical cosmological simulation Horizon-AGN. First, I analyze and quantify the spin orientations of galaxies and show that both minor and major mergers can drive important spin swings. I further investigate the distribution of satellite galaxies around a more massive host and find it to be also fairly correlated to the direction of the surrounding filament. However, this trend is in competition with a tendency for satellites to align their orbits in the central galactic plane especially in the inner parts of the halo.Finally, I study the impact of mergers and diffuse accretion on the size and shape of galaxies at the peak of cosmic star formation history. The main results statistically support the gas-poor minor merger scenario to interpret the loss of compacity of spheroids at low-z.

La première partie de ce manuscrit est consacrée à l'étude de la formation et de l'évolution des galaxies. Pour reconstituer l'histoire de l'évolution des galaxies, le rôle de l'information cinématique est décisif. Dans ce contexte, la spectroscopie intégrale de champ est un outil particulièrement efficace car il permet d'obtenir un diagnostic cinématique complet.<br />Je présenterai dans un premier temps les résultats obtenus grâce à l'instrument GIRAFFE dans le cadre du large programme d'observation IMAGES. Ces résultats montrent que la fraction de galaxies n'ayant pas encore atteint leur équilibre dynamique à z~0.6 est importante. Par ailleurs, l'analyse morphologique détaillée de l'échantillon IMAGES montre que la fraction des galaxies spirales en rotation était environ deux fois plus faible à z~0.6 que dans l'Univers local. En étudiant plus en détails cette population, nous sommes capables pour la première fois d'expliquer la formation d'une partie des galaxies spirales locales.<br />Une des conclusions essentielles de cette étude est qu'en combinant des observations dynamiques et morphologiques, on est désormais en mesure de disséquer et de comprendre l'histoire individuelle de chaque galaxie à z<1. Dans les prochaines années, ces études pourront être étendues à des galaxies à z>>1 grâce à la mise en service des futurs ELTs.<br />Pour cela, ces télescopes géants devront intégrer des systèmes d'Optique Adaptative pour compenser en temps réel la dégradation des images due à la turbulence. La faible luminosité des objets à observer, combinée à la taille des champs à corriger, rend indispensable la mise en place de sources artificielles et d'OA tomographiques. La deuxième partie de cette thèse est donc consacrée à l'étude de l'OA tomographique pour les futurs ELTs.<br />Le travail présenté porte en particulier sur l'étude et l'analyse des limites fondamentales des techniques tomographiques. En nous appuyant sur des développements théoriques dans une base de Fourier, nous proposons plusieurs voies pour l'optimisation de ces futurs systèmes.<br />La dernière partie de cette thèse est consacrée à l'étude de EAGLE: un projet de spectrographe intégrale de champ multi-objets pour l'ELT européen.<br />A l'aide des résultats obtenus avec GIRAFFE pour la définition des critères scientifiques et de l'analyse des techniques tomographiques, nous proposons un premier design d'optique adaptative capable de répondre aux besoins de la spectroscopie intégrale de champ des galaxies à z>>1. <br />En alliant la haute résolution spatiale et spectrale avec le pouvoir collecteur immense des futurs ELTs, l'instrument EAGLE apportera certainement des indices décisifs dans notre compréhension des processus à l'oeuvre pour l'assemblage de la masse dans les galaxies.

Cette thèse se place dans le contexte de l'étude des galaxies lointaines, études nécessaires à la compréhension des mécanismes de formation des galaxies. La mise en service du télescope spatial Hubble a permis d'obtenir des images à haute résolution spatiale de ces galaxies, donnant ainsi des premiers indices sur leur morphologie. En complément, l'installation de télescopes au sol de la classe des 8-10 mètres tels que le Very Large Telescope (VLT) européen a permis d'effectuer la spectroscopie de ces objets. Toutes ces données montrent que l'univers a connu un pic de formation stellaire il y a environ 8-10 milliards d'années, formation qui a chuté depuis. La première partie de ce manuscrit est consacrée à l'étude de la morphologie des galaxies lointaines, à l'aide d'images obtenues avec le télescope spatial Hubble. Le travail présenté porte en particulier sur deux populations de galaxies responsables du déclin de la formation stellaire évoqué plus haut : les galaxies compactes lumineuses (LCG) et les galaxies lumineuses dans l'infrarouge (LIRG). Ces études ont notamment permis d'établir une séquence pouvant servir de base à un scénario de formation d'une partie des galaxies de l'univers local. Des études complémentaires ont aussi montré le besoin d'une haute résolution spectrale pour déterminer avec précision le taux de formation stellaire des galaxies lointaines. La deuxième partie est consacrée à l'étude de FALCON, un projet de spectrographe de nouvelle génération pour le VLT alliant haute résolution spatiale et spectrale. L'objectif de FALCON est de fournir l'information dynamique sur les galaxies lointaines avec une résolution spatiale de 0.25 arcsec et un rapport signal-sur-bruit suffisant. Ceci nécessite d'utiliser l'Optique Adaptative pour compenser en temps-réel la dégradation des images due à la turbulence. Afin de s'affranchir de l'anisoplanétisme propre à cette technique, FALCON utilisera des techniques de tomographie consistant à corriger le front d'onde issu de la galaxie dont on souhaite déterminer la dynamique en combinant les mesures de front d'onde sur des étoiles hors-axe qui l'entourent. Le système d'Optique Adaptative a d'abord été intensivement étudié de manière théorique. Puis le développement d'un code de simulation numérique a alors permis d'établir des premières performances d'un tel système sur le ciel.

Dans ce travail, nous nous intéressons, d'un point de vue théorique, à la formation et à l'évolution des galaxies, en particulier dans un environnement d'amas. Sous l'hypothèse que la matière noire froide est la composante dominante de l'univers, les halos de matière noire sont générés en premiers, les moins massifs d'abord, ceux de plus grande masse ensuite, par fusion hiérarchique des plus petits. Les galaxies se forment à partir du gaz baryonique à l'intérieur des halos, et elles évoluent dans et avec les halos hôtes. Pour étudier la formation des galaxies, il est alors nécessaire de décrire l'histoire de la composante de matière noire, ainsi que celle de la composante baryonique. <br> Pour la matière noire, nous avons discuté d'abord un modèle basé sur la théorie linéaire de la croissance des fluctuations de densité de l'univers. Après avoir complètement re-codé le modèle (proposé par Rodrigues & Thomas 1996 et appelé "Merging Cell Model"), nous l'avons appliqué à une cosmologie SCDM et nous l'avons analysé en grand détail. Il apparaît particulièrement adapté pour étudier les amas locaux de galaxies, ainsi que la population des galaxies à discontinuité de Lyman à décalage spectral $z\simeq3$. <br> Pour obtenir une description plus fiable de l'histoire de fusion des halos de matière noire, nous nous sommes occupés ensuite de simulations numériques. En particulier, nous avons re-simulé à haute résolution 10 halos massifs, qui, dans le cadre du travail, correspondent aux sites hébergeant les amas des galaxies. La technique des resimulations est décrite soigneusement, en mettant en évidence ses avantages et ses inconvénients. Elle permet de reproduire très précisément les objets originaux sélectionnés, avec, bien évidemment, beaucoup plus de détails. Les résultats pour les 10 halos massifs resimulés sont présentés et servent comme point de départ pour l'étape suivante. <br> La description des processus agissants sur la composante baryonique à l'intérieur des halos, et gouvernant la formation et l'évolution des galaxies, est faite au moyen du modèle hybride "GALICS". C'est en combinant cette technique avec les resimulations à haute résolution des 10 halos massifs, que nous avons décrit la formation hiérarchique des galaxies dans les amas. Une attention particulière a été dédiée à l'effet des processus dynamiques, censés être spécialement importants dans les amas (la friction dynamique, le balayage du gaz par pression dynamique, et les collisions directes). Le balayage par pression dynamique rend les galaxies plus rouges et la relation couleur-magnitude plus étroite, en meilleur accord avec les observations. Il a un effet moindre sur la morphologie, qui est plutôt influencée par le taux des fusions directes. Les amas très massifs ont en moyenne des galaxies plus brillantes et plus rouges, ainsi qu'une fraction plus élevée d'elliptiques, que les amas moins massifs. Cela est vrai au temps présent, comme au décalage spectral $z=0.5$, où les galaxies sont en moyenne plus bleues. Nos résultats (préliminaires) suggèrent que la fonction de luminosité à magnitudes brillantes ($M_B < -17$) a une pente plus forte dans les amas riches que dans ceux de plus petite masse.

Deux problématiques sont abordées dans cette thèse: la formation de galaxies spirales et la détection de la matière noire (MN).Nous étudions trois simulations cosmologiques hydrodynamiques de haute résolution zoomées sur des halos de propriétés similaires à celui de la Voie Lactée que nous réalisons avec le code à grille adaptative RAMSES. Nous analysons les distributions d'étoiles et de gaz et constatons qu'une de nos galaxies simulées possèdent des propriétés intéressantes par rapport à la Voie Lactée. Nous obtenons un disque stellaire étendu et une courbe de rotation plate avec la vitesse de rotation et la densité locale de MN en accord avec les observations. En ce qui concerne la distribution de MN, nous analysons l'interaction avec les baryons et nous montrons explicitement comment le profil de densité de MN est aplatie par les processus de feedback.Dans le cadre de cette simulation, nous étudions les incertitudes astrophysiques sur la détection directe en analysant les quantités importantes comme la densité locale de MN, sa distribution de vitesse et la vitesse d'échappement locale. De plus, nous considérons plusieurs sélections de distribution de MN et d'étoiles et estimons ainsi la variabilité du taux de détection.Dans le cadre cohérent de la simulation, nous calculons les signaux d'annihilation et de désintégration de MN en rayons gamma ainsi que le fond diffus, que nous modélisons en utilisant les explosions de supernovae comme sources de rayons cosmiques qui produisent les rayons gamma par spallation sur la distribution de gaz. Les configurations de la matière noire et des baryons induisent une situation défavorable à la détection indirecte de la MN. / The thesis tackles two topics: the formation of spiral galaxies and the detection of dark matter (DM).We study three high resolution cosmological hydrodynamical simulations of Milky Way-sized halos including a comparison with the corresponding DM-only runs performed with the code RAMSES. We analyze the stellar and gas distribution and find one of our simulated galaxies with interesting Milky Way like features with regard to several observational tests. We obtain an extended disk and a flat rotation curve with a circular velocity and a DM density in the solar neighborhood that are in agreement with observations. Following observational procedures, we rederive the stellar-to-halo mass ratio and obtain competitive values for this criterion. Concerning the DM distribution, we explicitly show the interaction with the baryons and show how the DM is first contracted by star formation and then cored by feedback processes.In the framework of the simulation, we analyze the astrophysical uncertainties relevant for direct detection by studying the involved quantities like the local DM density, the DM velocity distribution and the local escape velocity . Furthermore, we consider various selections of DM and star distributions and estimate the variability of the detection rate.Within the self-consistent framework of the simulation, we calculate the DM annihilation and decay gamma ray (GR) signals as well as the diffuse GR background, that we model using the supernovae explosions as cosmic ray sources which produce GRs by spallation on the gas distribution. The cored DM profile and the high central baryonic densities induce a challenging configuration for indirect DM detection.