Mergers are known to be essential in the formation of large scale structures and to have a significant role in the history of galaxy formation and evolution. Besides a morphological transformation, mergers induce important bursts of star formation. These starburst are characterised by high Star Formation Efficiencies (SFEs) and Specific Star Formation Rates, i.e., high Star Formation Rates (SFR) per unit of gas mass and high SFR per unit of stellar mass, respectively, compared to spiral galaxies. At all redshifts, starburst galaxies are outliers of the sequence of star-forming galaxies defined by spiral galaxies. We have investigated the origin of the starburst-mode of star formation, in three local interacting systems: Arp 245, Arp 105 and NGC7252. We combined high-resolution JVLA observations of the 21-cm line, tracing the Hi diffuse gas, with UV GALEX observations, tracing the young star-forming regions. We probe the local physical conditions of the Inter- Stellar Medium (ISM) for independent star-forming regions and explore the atomic-to-dense gas transformation in different environments. The SFR/H i ratio is found to be much higher in central regions, compared to outer regions, showing a higher dense gas fraction (or lower Hi gas fraction) in these regions. In the outer regions of the systems, i.e., the tidal tails, where the gas phase is mostly atomic, we find SFR/H i ratios higher than in standard Hi-dominated environments, i.e., outer discs of spiral galaxies and dwarf galaxies. Thus, our analysis reveals that the outer regions of mergers are characterised by high SFEs, compared to the standard mode of star formation. The observation of high dense gas fractions in interacting systems is consistent with the predictions of numerical simulations; it results from the increase of the gas turbulence during a merger. The merger is likely to affect the star-forming properties of the system at all spatial scales, from large scales, with a globally enhanced turbulence, to small scales, with possible modifications of the initial mass function. From a high-resolution numerical simulation of the major merger of two spiral galaxies, we analyse the effects of the galaxy interaction on the star forming properties of the ISM at the scale of star clusters. The increase of the gas turbulence is likely able to explain the formation of Super Star Clusters in the system. Our investigation of the SFR–H i relation in galaxy mergers will be complemented by highresolution Hi data for additional systems, and pushed to yet smaller spatial scales.

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.

On etudie d'abord la formation des galaxies dans le cadre du modele standard en utilisant des simulations numeriques contraintes puis on invalide un schema concurrent ou l'assemblage des galaxies brillantes est a priori plus precoce. Deux grandes simulations de cosmologies CDM (LCDM et tCDM) avec des fluctuations de densite initiale gaussiennes sont analysees. Elles reproduisent l'Univers Local jusqu'a cz=8000 km/s. Les populations de galaxies sont normalisees avec la relation de Tully-Fisher et la fonction de luminosite locale en bande B. La position et la masse des principaux amas proches coincident et leurs plus brillantes galaxies montrent un accord raisonnable avec les populations reeles. On compare alors aux catalogues PSCz et UZC: la structure a grande echelle observee localement se retrouve, prouvant le succes de l'ensemble des techniques numeriques utilisees, de la contrainte du champ de densite initial au modele semi-analytique de formation des galaxies. De plus, jusqu'a leur limite de resolution, les simulations montrent de grands volumes vides de halos de DM et de tout type de galaxies, en accord avec les observations. La fonction de luminosite simulee a z=3 est plus faible que les donnees, mais les modeles sont suffisants pour donner un apercu des proprietes et de la repartition spatiale des Galaxies Lyman Break, des hotes de QSO, et de leurs descendants a z=0. Enfin, on considere le modele isocourbure avec matiere noire froide (ICDM) propose par Peebles : les fluctuations initiales de densite de DM y sont fortement non-gaussienne. On effectue deux simulations de cotes respectifs 600 et 162 Mpc/h. On confirme des predictions analytiques simples a z=0 et on trouve que les longueurs de correlation des amas et la forme de la distribution de leurs vitesses propres permettent d'invalider ce modele sur la base des donnees actuelles. Il est aussi exclu par des mesures recentes des anisotropies du CMB.

Cet exposé résume les travaux que j'ai effectués depuis 1985, l'année de mon doctorat. Ces travaux se subdivisent en trois principales branches: 1) La chimie des environnements circumstellaires (étoiles évoluées - enveloppes oxygénées ou carbonées - et étoiles jeunes). 2) La dynamique gravitationnelle appliquée aux a) l'évolution dynamique et cosmologique des groupes des galaxies; b) effets de projection dans les groupes et amas; c) nature des groupes compacts; d) fréquence des fusions de galaxies et ségrégation morphologique dans les groupes et amas; e) formation de galaxies. 3) Les grands projets d'observation et en particulier le programme DENIS de cartographie complète du ciel austral en infra-rouge proche.

Ma thèse est le fruit d'un travail théorique centré sur deux questions fondamentales de la cosmologie actuelle: la formation des galaxies d'une part, et l'origine des champs magnétiques à grande échelle d'autre part. Je propose une solution au problème du <strong>sur-refroidissement</strong> dont souffrent les modèles de formation des galaxies. Pour cela, à l'aide d'un modèle analytique simple, puis au moyen de simulations numériques, j'explore les mécanismes de transfert et de stockage d'énergie par ondes d'Alfvén en œuvre dans le milieu interstellaire (MIS) biphasique. Je montre d'une part que les interférences des ondes internes aux nuages du MIS, négligées dans les études précédentes, renforcent l'efficacité d'injection d'énergie. D'autre part, les mouvements des nuages redistribuent l'énergie à l'échelle du système entier. Ils injectent aussi de l'énergie dans les nuages. Les modes vibratoires internes excités s'opposent à la compression des nuages et prolongent la durée de vie du système. Les nuages magnétisés constituent alors un <strong>réservoir d'énergie sur plusieurs temps dynamiques</strong>. A l'aide d'un modèle de protogalaxie biphasique, je montre que la dynamique des nuages du MIS et celle d'une protogalaxie sont équivalentes. Pour résoudre le sur-refroidissement, je propose la transposition des résultats du MIS au cas protogalactique. Malgré les diverses tentatives passées, l'<strong>origine du champ magnétique en cosmologie</strong> n'a pas trouvé d'explication satisfaisante. Or, sa place au sein du MIS et son rôle dans la formation des galaxies sont manifestes. Je propose dans ma thèse un <strong>nouveau mécanisme de magnétogenèse efficace à grande échelle</strong>, opérant à la réionisation de l'Univers, et reposant sur la pression de radiation anisotrope et inhomogène fournie par les premières structures lumineuses. A l'échelle galactique, le champ magnétique que j'obtiens est huit ordres de grandeur plus intense que dans les modèles habituels. De plus, il est généré avant tout aux grandes échelles, les champs à petite échelle étant largement supprimés. Ces deux propriétés permettent au modèle proposé de rendre compte des champs observés dans les grandes structures.

Les modèles semi-analytiques (SAMs) constituent aujourd'hui le meilleur outils d'analyse et d'étude pour la formation et l'évolution des galaxies individuels mais également des regroupements de galaxies appelés amas. Alors qu'ils reproduisent avec succès les fonctions de masse stellaire, de corrélation à deux points, de luminosité des galaxies locales (z=0), ils échouent dans les prédictions des propriétés des galaxies plus jeunes, à plus haut décalage vers le rouge. Et ce d'autant plus que la masse stellaire est faible. Ces inconsistances entre les modèles et les observations démontrent que l'histoire de l'assemblage des ces galaxies, en relation avec l'accrétion de gaz, la formation stellaire et leurs halos de matière noire n'est pas bien comprise. Dans cette thèse, nous introduisons une nouvelle version du modèle semi-analytique GalICS et nous l'utilisons pour explorer l'impact, sur la formation stellaire des galaxies à faible masse, de la rétroaction des supernovae et des trous noirs supermassifs ainsi que des processus de photo-ionisation. Ces deux mécanismes sont communément utilisés pour réduire la formation de nouvelles étoiles dans les galaxies peu massives. Nous montrons que, même appliqué avec de très fortes efficacités, ces deux processus ne peuvent pas expliquer simultanément les fonctions de masse, de luminosité et la relation entre masse stellaire et masse des halos de matière noire pour les galaxies évoluant à grand décalage spectral. Suite à ce constat, nous introduisons deux recettes ad-hoc pour la formation stellaire. Dans un premier temps nous appliquons une forte modification de l'efficacité de formation stellaire en relation directe avec la masse de matière noire de leur halo hôte. Cette première approche conduit à de bons résultats, en particulier dans le régime des faibles masses stellaires mais il présente, par construction un profond désaccord avec la loi de formation stellaire observées par Kennicutt. Pour cela, nous introduisons une seconde modification, plus profonde, basée sur l'existence d'une composante de gaz, évoluant en périphérie des premiers disques galactiques, mais ne pouvant pas, pour des raisons encore mal comprises, former de nouvelles générations d'étoiles. Progressivement, ce gaz impropre à la formation stellaire est convertit, il alimente alors la formation d'étoile. L'introduction de ce nouveau réservoir, introduit un délai entre le moment ou le gaz s'effondre au centre du halo et le moment ou ce gaz. Ce nouveau modèle donne de très bons résultats mais il pose la question de l'origine de ce gaz impropre à la formation stellaire. Nous abordons dans cette thèse quelques piste de recherche dans le cadre de la formation des grandes structures peuplant notre Univers.

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

Durant cette these, j'ai etudie la formation des galaxies grace a des simulations cosmologiques et a un nouveau modele analytique. Dans le cadre du modele standard de formation hierachique des grandes structures, les petites fluctuations primordiales de densite observees sur le fond diffus cosmologique sont amplifiees par la gravite pour donner des halos de matiere noire de plus en plus gros. C'est au sein de ces halos que le gaz s'effondre et se refroidit pour former des disques de gaz froid a support centrifuge. Ces disques sont ensuite convertis en disques stellaires : les galaxies. Le probleme dans ce scenario est celui du sur-refroidissement : une trop grande part du gaz finit sous forme d'etoiles comparativement aux observations. J'ai donc realise une etude de l'evolution des baryons (un gaz d'hydrogene et d'helium) dans l'Univers grace a des simulations numeriques hydrodynamiques haute-resolution. Cependant, ces simulations sont affectees par des effets de resolution finie. J'ai ainsi developpe un modele analytique simple qui possede l'avantage de ne pas etre affecte par de tels effets. Celui-ci predit la quantite de baryons dans chacune des 4 phases suivantes : etoiles, gaz froid dans les disques galactiques, gaz chaud dans les amas et gaz diffus dans le milieu intergalactique. La comparaison des resultats aux observations a montre que la cosmologie controle le taux de formation d'etoiles dans l'Univers. Ce modele a aussi mis en lumiere le role essentiel des vents galactiques qui, ejectant le gaz froid des disques jusque dans les halos de gaz chaud, permettent d'eviter le probleme du sur-refroidissement. Enfin, en une ouverture vers l'astroparticule, j'ai etudie les implications de la physique du gaz sur le fond diffus gamma produit dans l'hypothese de matiere noire legere.

Cette thèse est consacrée à l'étude de la formation et de l'évolution des galaxies. La mise à disposition de la communauté par l'ESO du spectrographe à multi-intégrales de champ FLAMES/GIRAFFE représente une opportunité unique d'étudier la dynamique des galaxies à z<1, et de pouvoir ainsi relier les populations distantes aux populations locales. Nous présentons dans un premier temps les résultats obtenus grâce à cet instrument dans le cadre du temps garanti de l'Observatoire de Paris (GEPI). Ces résultats montrent que la fraction de galaxies n'ayant pas encore atteint leur équilibre dynamique à z~0.6 est importante. Cette fraction est encore plus importante parmi les galaxies compactes lumineuses (LCGs), ce qui supporte l'hypothèse selon laquelle ces galaxies sont des systèmes en cours de fusion. Jusqu'à présent, l'utilisation de la spectroscopie à fente ne permettait pas de distinguer efficacement les systèmes relaxés des systèmes non relaxés, ce qui explique les désaccords concernant l'évolution de la relation de Tully-Fisher. Les résultats présentés dans cette thèse montrent en effet une non évolution de cette relation dans le plan vitesse-masse stellaire. Enfin, GIRAFFE avec son mode IFU montre la pertinence de la cartographie physico-chimique du milieu interstellaire dans la compréhension des mécanismes liés aux processus de formation stellaire dans les galaxies distantes. L'extension des méthodes de spectroscopie intégrale de champ à z>1 requiert d'explorer leur couplage avec des techniques d'optique adaptative. Le projet FALCON (à la fois dédié aux VLTs et aux ELTs) propose une nouvelle voie prometteuse dans cette direction en introduisant le concept d'optique adaptative multi-objets (MOAO). Dans ce concept, seules les zones d'intérêt scientifique sont corrigées et analysées, ce qui nécessite le développement de systèmes miniaturisés de correction de front d'onde ainsi que d'une stratégie de commande originale en boucle ouverte.

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