Les radio galaxies sont les candidats préférentiels pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies sur une grande échelle de temps. Observées jusqu'à z>5 en raison de leur brillance, elles sont abritées par des galaxies elliptiques géantes. L'émission radio révèle la présence d'un trou noir supermassif. Un tore de poussière entourant le noyau actif de galaxie (AGN) agit comme un coronographe naturel permettant alors l'étude de la galaxie hôte. L'objectif de cette thèse est de déterminer l'évolution de la composante stellaire en présence d'un AGN. La décomposition est faite à partir de la distribution spectrale d'énergie (SED) de l'UV au submillimétrique en utilisant le code d'évolution de galaxies PEGASE.3 et un code d' AGN, les deux modélisant l'émission de la poussière par transfert radiatif.En premier lieu, nous présentons le projet HeRGE, 70 radio galaxies observées avec Herschel, qui permet de mesurer leurs luminosités totales infrarouges, comparables à celles des ULIRG. Une décomposition de la luminosité infrarouge entre l'émission AGN et un modèle de starburst est proposée pour l'ensemble de l'échantillon. Ces luminosités élevées sont interprétées en termes de taux d'accrétion et de formation d'étoiles, favorisant la croissance du trou noir par rapport à la galaxie hôte.En second lieu, l'orientation du jet par rapport au tore est contrainte à partir de l'infrarouge moyen et du rapport des émissions radio des lobes (isotrope, 500MHz) et du coeur (anisotrope, 20GHz). Ces observations en accord avec le modèle d'unification permettent d'évaluer le facteur d'absorption Av, l'inclinaison du tore et de contraindre le facteur de Lorentz.Une sélection de 12 radio galaxies observées de l'UV au sub-mm est analysée avec PEGASE.3 et un modèle d'AGN. Une seule composante stellaire est insuffisante. Seules deux composantes (une évoluée et massive, et une jeune issue d'un starburst) permettent un ajustement significatif de la SED complète. La composante évoluée est très massive (environ 10^12 msun) formée sur une courte période de temps (<10^9 ans). La composante jeune (<4.10^7 ans), moins massive (environ 10^11 msun), confirme un processus épisodique de croissance par sursauts. Ces résultats sont des contraintes fortes pour les modèles de formation de galaxies. La relation avec le noyau actif reste encore à préciser. Les projets d'observations complémentaires, optique et mm, permettront de confirmer ces résultats. / Powerful radio galaxies are excellent candidates for investigating and ultimately understanding the formation and evolution of galaxies. These beacons are now observed out to z>5 and are commonly associated with the massive early-type galaxies observed in the local universe. While the radio emission reveals the presence of a supermassive black hole, a dusty parsec-scale torus acts like a natural coronograph, making it easier to study the properties of the host galaxy. The aim of this PhD thesis is to characterise the nature and evolution of the stellar population and the relationship between the stellar population and the active galactic nucleus (AGN). To reach our scientific goals, we use the galaxy evolution code, PEGASE, combined with a AGN model which both consider the radiative transfer of the UV, optical, and IR photons through dust. To begin, we present the HeRGE project consisting of 70 radio galaxies which have been observed with Herschel. These IR observations allow us to calculate the total infrared luminosities and reveal that our sample belongs to the ULIRG regime. We decompose the infrared SED into an AGN and starburst components using observational templates. Converted into accretion and star formation rate, their relative luminosities indicate that the black holes are growing proportionally faster than are the host galaxies.In addition, we constrain the configuration of the jet and torus by combining the results from mid-infrared spectral energy distribution (SED), and the radio emission from the lobes (isotropic at 500MHz) and the core (anisotropic at 20GHz). In agreement with the unified scheme, these observations allow us to estimate the absorption Av, the inclination of the torus, and provides a constraint on the Lorentz factor for the radio jet.A subsample of 12 radio galaxies observed from the UV to sub-mm is also analysed with PEGASE.3 and an AGN torus model. While one stellar component is clearly insufficient to fit the observations, two stellar components are necessary to successfully reproduce the SED (one evolved and massive, about 10^12 msun, formed over a reasonably short time, <1Gyr at high redshift; and a much younger component, <40Myr, that is also less massive, about 10^11 msun. Such a star formation history suggests rapid growth at high redshift of longer duration followed much by another period of rapid, stochastic growth.These results put strong constraints on galaxy formation models. Unfortunately, the crudeness of some of our data and theoretical understanding the IR emission from AGN, means that the relation of the galaxy to its AGN is still not well constrained. Additional observations at optical through millimeter wavelengths are needed to extend our findings.

Au moment d'écrire ma Thèse plus de 900 exoplanètes été annoncées et plus de 2700 planètes détectées par le télescope spatial Kepler sont en attente d'être confirmées. La haute précision des spectres et des courbes de lumière obtenue dans les relevés Doppler et transit, permet l'étude détaillée des paramètres des étoiles hôtes, et ouvre la possibilité d'enquêter sur les corrélations étoile planètes. En outre, la détermination des paramètres stellaires avec précision est un besoin critique pour déterminer les paramètres planétaires, à savoir, la masse, le rayon et la densité.Dans le cas des naines FGK, la détermination des paramètres stellaires est bien établie et peut être utilisée avec confiance pour étudier la relation planète-étoile ainsi que pour obtenir les paramètres planétaires avec une grande precision. Cependant, ce n'est pas le cas pour les naines M, les étoiles les plus communes de la Galaxie. Par rapport à leurs cousines plus chaudes, les naines M sont plus petites, plus froides, et plus faiblement lumineuses, et donc plus difficile à étudier. Le plus grand défi qui concerne les naines M est lié à la présence de milliards de lignes moléculaires qui gomme le continuum et rend l'analyse spectrale classique presque impossible. Trouver des fac ̧ons nouvelles et novatrices pour surmonter cet obstacle et obtenir une mesure des paramètres stellaires est l'objectif principal de cette Thèse .Pour l'atteindre, j'ai concentré mes recherches sur deux approches méthodologiques, photométrique et spectroscopiques. Mon premier travail avait pour objectif d'établir l'étalonnage de métallicité pho- tométrique précis. Par manque de binaires FGK+M avec de bonnes données photométriques je ne pouvais pas atteindre cet objectif. Il m'a cependant était possible, avec les données disponibles, de comparer les étalonnages photométriques déjà établies et légèrement améliorer le meilleur d'entre eux, comme décrit au Chapitre 3.Puis, je me suis concentré sur les approches spectroscopiques pour obtenir des paramètres stel- laires plus précis pour les naines M. À cette fin, j'ai utilisé des spectres HARPS de haute résolution et développé une méthode pour mesurer les lignes spectrales sans tenir compte du continuum . En utilisant cette méthode, je créé un nouvel étalonnage visible avec une précision de 0.08 dex pour [Fe/H] et 80 K pourTeff .Ce travail est détaillé dans le Chapitre 4.Finalement , j'ai également participé à l'amélioration des paramètres de l'étoile GJ3470 et de sa planète, où mon expertise dans les paramètres stellaires de naines M avait un rôle important. Les détails concernant cette enquête sont présentés dans le Chapitre 5 / At the time of writing of this Thesis more than 900 planets have been announced and about 2700 planets from the Kepler space telescope are waiting to be confirmed. The very precise spectra and light curves obtained in Doppler and transit surveys, allows the in-depth study of the parameters of the host stars, and opens the possibility to investigate the star-plant correlations. Also, determining the stellar parameters with precision is critical for more precise determinations of the planetary parameters, namely, mass, radius, and density.In the case of the FGK dwarfs, the determination of stellar parameters is well established and can be used with confidence to study the star-planet relation as well as to obtain precise planetary parameters. However, this is not the case for M dwarfs, the most common stars in the Galaxy. Compared to their hotter cousins, M dwarfs are smaller, colder, and fainter, and therefore harder to study. The biggest challenge regarding M dwarfs is related to the presence of billions of molecular lines that depress the continuum making a classical spectral analysis almost impossible. Finding new and innovative ways to overcome this obstacle in order to obtain precise stellar parameters is the goal of this Thesis.To achieve this goal I focused my research into two main avenues: photometric and spectroscopic methods. My initial work had the objective of establishing a precise photometric metallicity calibration, but I could not reach this goal, as I did not have enough FGK+M binaries with good photometric data. However, it was possible, with the available data, to compare the already established photometric calibrations and slightly improve the best one, as described in Chapter 3.Then, I focused on spectroscopic approaches with the aim of obtaining precise M dwarf parame- ters. To this end I used HARPS high-resolution spectra and developed a method to measure the spectral lines disregarding the continuum completely. Using this method I established a new visible calibration with a precision of 0.08 dex for [Fe/H] and 80 K for Te f f . This work is detailed in Chapter 4.Finally, I also participated in the refinement of the parameters of the star GJ3470 and its planet, where my expertise in stellar parameters of M dwarfs had an important role. The details regarding this investigation are shown in Chapter 5. / No momento em que escrevo esta Tese, o número de planetas anunciados já ultrapassou os 900 e os cerca de 2700 candidatos detectados pelo telescópio espacial Kepler esperam por confirmação. Os espectros e as curvas de luz obtidos nos programas de procura de planetas permitem, também, o estudo em profundidade dos parâmetros das estrelas com planetas e abrem a possibilidade de investigar a relação estrela-planeta. Neste contexto, a determinação com precisão dos parâmetros estelares é crítica na determinação precisa dos parâmetros planetários, nomeadamente, a massa, o raio e a densidade.No caso das anãs FGK, os métodos de determinação dos parâmetros estelares estão bem estabelecidos e podem ser usados com confiança no estudo da relação estrela-planeta, assim como na obtenção de parâmetros planetários precisos. No entanto, não é esse o caso para as anãs M, as estrelas mais comuns da nossa Galáxia. Ao contrário das suas primas, as estrelas M são mais pequenas, frias e ténues e, assim sendo, mais difíceis de estudar. O grande entrave no estudo das estrelas M está relacionado com a presença de biliões de linhas moleculares que deprimem o contínuo espectral, fazendo com que uma análise espectral clássica se torne quase impossível. A procura de métodos inovadores que possibilitem ultrapassar este obstáculo, tendo em vista a obtenção de parâmetros precisos, é o objectivo desta Tese.Tendo em conta esse objetivo, foquei os meus esforços em duas linhas principais de pesquisa, baseadas em métodos fotométricos e métodos espectroscópicos. O meu trabalho inicial tinha como objetivo o estabelecimento de uma calibração fotométrica para a metalicidade, mas não me foi possível atingir esse objetivo, pois não tinha sistemas binários FGK+M suficientes com bons dados fotométricos. No entanto, foi possível, com os dados disponíveis, comparar as calibrações fotométricas existentes e refinar ligeiramente a melhor delas, como descrito no Capítulo 3.Após este trabalho passei a concentrar-me em técnicas espectroscópicas de obtenção de parâmetros estelares em estrelas M. Tendo em mente esse objetivo, usei espectros HARPS de alta resolução para desenvolver um novo método de medição de linhas espectrais independente do contínuo espectral. Seguidamente, usei este método no desenvolvimento de uma nova calibração de metalicidade e temperatura efectiva em estrelas M na região do visível, através da qual consegui atingir uma precisão de 0.08 dex para a [Fe/H] e de 80 K para a temperatura. Este trabalho está descrito no Capítulo 4.Ao mesmo tempo colaborei na determinação com precisão dos parâmetros da estrela GJ3470 e do seu planeta, onde a minha proficiência na determinação de parâmetros estelares em anãs M teve um papel importante. Os detalhes relacionados com este trabalho de investigação estão descritos no Capítulo 5.

Les étoiles massives représentent un des principaux contributeurs à l'enrichissement des galaxies en éléments lourds et en poussière interstellaire. L’ultime étape de leur évolution est représentée par le stade Wolf-Rayet (WR). Les étoiles WR présentent la particularité de générer un vent stellaire radiatif dense, qui peut interagir avec celui d’un compagnon proche, donnant naissance à un environnement de poussière en forme de spirale. Les ordres de grandeur associés à ce type d’objet sont spectaculaires : avec un taux de formation de poussière équivalent à la masse de la planète Mars produite chaque année, elles rivalisent avec les producteurs historiques de la poussière que sont les étoiles de la branche asymptotique des géantes (AGB) ou les supernovæ (SN). Les étoiles WR à poussière pourraient ainsi répondre à une problématique bien connue : d’où vient la poussière observée dans les galaxies ? Le présent travail de thèse vise donc à enrichir nos connaissances sur ce problème à travers tous les aspects de la chaîne scientifique : de l’observation à l’analyse de données en employant différents niveaux de sophistication en modélisation numérique (analytique, transfert radiatif et hydrodynamique). Le premier aspect exploré par cette thèse concerne la modélisation des nébuleuses spirales de poussières. J’ai d’abord développé un modèle analytique permettant de contraindre les aspects géométriques des spirales. Ce dernier inclut différentes hypothèses physiques comme la prise en compte d’un rayon de sublimation, de différents types de structure interne, etc. J’ai ensuite inclut le transfert de rayonnement au modèle géométrique afin de relier la distribution d’intensité de l’objet (l’image) à sa distribution en densité. Ce modèle 3-D de spirale de poussière permet d’étudier les effets d’opacité et d’ombrage liés à la masse ou au type de poussière considérée. J’ai également développé un modèle 3-D axisymétrique en transfert de rayonnement afin d’assimiler la spirale à une suite d’anneaux concentriques. Il vise à reproduire la distribution d’intensité d’une spirale à un azimut donné et permet une comparaison directe aux profils radiaux d’intensité issus d’observations. Enfin, nous avons mis en place un modèle hydrodynamique 3-D de binaire à interaction de vent, afin d’avoir une idée réaliste des conditions physiques en place au niveau de la zone de nucléation des poussières. Le second aspect abordé par cette thèse se concentre sur l’étude du prototype des nébuleuses spirales de poussière, nommé WR 104. J’explore ici toutes les échelles spatiales de l’objet : des grandes échelles avec l’imageur VLT/VISIR afin de faire le lien avec milieu interstellaire, aux régions les plus internes avec l’instrument VLTI/AMBER pour sonder la zone de nucléation de poussière, en passant par l’instrument d’optique adaptative extrême, VLT/SPHERE, afin d’étudier les premiers tours de la spirale. Le troisième et dernier aspect concerne l’instrument de seconde génération à équiper l’interféromètre européen (VLTI) : MATISSE. Il est le tout premier instrument à opérer en simultané dans les bandes L, M et N en recombinant la lumière issue de quatre télescopes. MATISSE a été conçu pour étudier une variété de cas scientifiques : des disques protoplanétaires aux noyaux actifs de galaxie, en passant par les environnements circumstellaires. Afin de préparer les premiers programmes observations, j’ai développé un outil automatisé, nommé PREVIS, visant à prédire l’observabilité des objets. Dans le cadre des nébuleuses spirales, j’ai pu explorer les capacités de l’instrument en reconstruction d’image en testant différents aspects (tailles, inclinaison, couverture (u-v), etc.). Avec un pouvoir de résolution spatiale de 3 mas à 3,5 µm, MATISSE permettra d’étudier ces objets de façon unique, en résolvant pour la première fois l’épaisseur des bras spiraux, leurs structures internes ou la position exacte du bord de sublimation. / Massive stars are one of the major contributors to the enrichment of galaxies in heavy elements and interstellar dust. The last stage of their evolution is represented by the Wolf-Rayet phase (WR). WR stars generate a dense radiative stellar wind, which can interact with the wind from a close companion and cause a spiral dust environment called pinwheel nebula. The orders of magnitude associated with this kind of object are spectacular: with a dust formation rate equivalent to the mass of the planet Mars produced each year, WR stars compete with the historical dust producers, like the stars of the asymptotic giant branch (AGB) or the supernovae (SN). Dusty WR stars could thus answer a well-known problem: where does the dust observed in galaxies come from? This thesis aims at enriching our knowledge about this problem using all aspects of the scientific chain: from observation to data analysis by using different levels of sophistication in numerical modelling (analytical, radiative transfer and hydrodynamics). The first aspect explored by this thesis concerns the modelling of spiral dust nebulae. I first developed an analytical model for the spiral to constrain the geometrical aspects of the spiral, including a number of physical hypothesis like the dust sublimation radius and different types of internal structure. The next step consisted to include the radiative transfer in the geometrical model in order to link the intensity distribution of the object (the image) to its density distribution. This 3-D model of spiral allow to study the opacity and shadowing effects related to the dust mass considered. Similarly, I developed a 3-D axisymmetric radiative transfer model to mimic the spiral into a series of concentric rings. This model aims to reproduce the intensity distribution of a spiral at a given azimuth and allows a direct comparison with the radial intensity profiles derived from observations. Finally, we implemented a 3-D hydrodynamic model of a wind-wind interacting binary to get a realistic idea of the physical conditions in places around the dust nucleation zone. The second aspect addressed by this thesis focuses to the study of the prototype of the pinwheel nebula, called WR104. Such object is an ideal laboratory to study the problem of dust nucleation around massive stars. I explored all spatial scales of WR 104: From the large scale with VLT/VISIR to study the link with the interstellar medium, to the internal regions with VLTI/AMBER to probe the dust nucleation zone, including intermediate angular resolution to study the pinwheel structure with extreme adaptive optics instrument VLT/SPHERE. The third and last aspect deals with the second generation of the instrument installed at the European Very Large Telescope Interferometer (VLTI): MATISSE. It is the first instrument operating simultaneously in the L, M and N bands by recombining the light coming from four telescopes. MATISSE was developed to study different scientific cases: protoplanetary disks, the circumstellar environments and the active galactic nuclei. To prepare the first observation programs, I developed an automated tool, called PREVIS, to determine the observability of objects according to their magnitude and celestial coordinate. In the context of spiral nebulae, I explored the image reconstruction capabilities of the instrument by testing different aspects: geometric (size, inclination, opening angle, etc.) and observational (coverage (u-v), sampling). The unprecedented spatial resolution of MATISSE of 3 mas at 3.5 µm will allow to study these objects in a unique way, resolving for the first time the thickness of the spiral arm, its internal structure or the exact position of the sublimation radius.

Dans ce mémoire, je présente l'étude d'une étoile évoluée, massive et très brillante au cœur de l'amas ouvert vdBH 245, basée sur l'analyse spectrale quantitative de ses étoiles membres et l'utilisation de modèles d'évolution stellaire. L'analyse spectrale consiste en l'ajustement global de spectres synthétiques sur des spectres visibles observés par l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph). Les modèles d'atmosphères sont tirées de la grille de modèle d'atmosphère d'étoile B précoce BSTAR2006, calculé avec le code d'atmosphère stellaire TLUSTY. À l'aide des résultats de cette analyse, de la photométrie infrarouge des relevés VVV (VISTA Variables in the Via Lactea) et 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) ainsi que de l'astrométrie du relevé Gaia et des catalogues PPMXL et VIRAC2 (VVV Infrared Astrometric Catalogue, version 2), j'arrive à confirmer l'appartenance des étoiles à l'amas et à en déduire leurs températures effectives et luminosités. Ces quantités permettent de tracer le diagramme Hertzsprung-Russel (HR) de la population, et d'estimer les propriétés fondamentales des étoiles de l'amas à l'aide de modèles évolutifs tenant compte d'une variété de mécanismes, telles la rotation stellaire et les interactions binaires. Les études précédentes qui se sont penchées sur l'amas sont en désaccord sur sa distance et son âge. En plus d'enquêter sur les propriétés d'une étoile surbrillante découverte dans le cœur de l'amas vdBH 245, les résultats de notre étude nous permettent de produire de nouveaux estimés de ces propriétés à l'aide de la plus récente photométrie infrarouge du relevé VVV et de nouvelles données astrométriques. En supposant une population d'étoiles nées simultanément, l'âge de l'amas peut aussi être contraint en identifiant le point dans le diagramme HR où les étoiles ont commencé à quitter la séquence principale. En estimant l'âge de l'amas, il est ensuite possible de mesurer sa masse totale, et de proposer des scénarios expliquant la présence de l'étoile surbrillante au cœur d'un amas qui semble, à première vue, beaucoup trop vieux pour l'accueillir. Les premiers chapitres de ce mémoire mettent l'accent sur le prétraitement des spectres visibles préalablement réduits, leur analyse spectrale quantitative et la méthode par laquelle le type spectral et la classe de luminosité sont évalués pour chaque étoile membre de l'amas vdBH 245 considérés dans cette étude. La dernière section est un article scientifique qui complète cette étude, où j'y présente l'interprétation des résultats en me basant sur des modèles évolutifs de l'équipe de Genève et ceux du code BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis). Cette étude contribue à la caractérisation des rares amas ouverts jeunes observés et étudiés dans notre Galaxie, contenant une étoile aux apparences exotiques. L'étude de ce type d'objet dans leur milieu natal est crucial à notre compréhension de la formation stellaire, de son évolution pour les étoiles massives, ainsi qu'à la mise à l'épreuve des modèles évolutifs et leur perfectionnement. / In this thesis, I present the study of a bright and evolved massive star in the heart of the open cluster vdBH 245, based on a quantitative spectral analysis of its stellar content and the use of stellar evolution models. The spectral analysis involves the global fitting of synthetic spectra on optical spectra observed by the GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) instrument. Atmosphere models and synthetic spectra are drawn from the model grid for early B-type stars BSTAR2006, calculated by the stellar atmosphere code TLUSTY. Using the results of the spectral analysis, the infrared photometry from the VVV (VISTA Variables in the Via Lactea) and 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) surveys and the astrometry of the Gaia survey and the PPMXL and VIRAC2 (VVV Infrared Astrometric Catalogue, version 2) catalogues, I confirm the cluster membership of $\sim$10 early B-type stars to vdBH 245, and measure their effective temperatures and luminosities. These quantities allow the construction of the Hertzsprung-Russel diagram (HRD) of the cluster population, and estimation of the fundamental properties of the stars using evolution models that account for various mechanisms, such as stellar rotation and binary interactions. The previous studies on the open cluster vdBH 245 disagree with its age and distance. In addition to investigating the overluminous star discovered in the heart of the cluster, this study allows new estimates of these properties using the more recent infrared photometry from the VVV survey and new astrometric data. By assuming a coeval population, the age of the cluster can also be constrained by identifying its main-sequence turn-off, i.e. the region in the HRD where stars are leaving the main-sequence. By estimating the age, we can then measure its total mass, and propose different scenarios that can explain the presence of an overluminous yellow supergiant in a cluster that appears too old to foster it. The first chapters of this thesis focus on the preprocessing and quantitative spectral analysis of the optical spectra, as well as the methods used to assign a spectral type and luminosity class of each star that were confirmed to be members of the open cluster vdBH 245. The last chapter presents the scientific paper that completes this study, in which I interpret the results using the stellar evolution models of the Geneva team and those of the BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis) code. This last part contributes to the effort of characterizing these rare young open clusters observed and studied in our Galaxy, that contain stars with exotic appearances. The study of this type of object in its natal environment is crucial to our understanding of stellar formation, massive star evolution, and the testing of stellar evolution models and their improvements.

Dans le cadre de mon projet de maîtrise, je me suis intéressée à la galaxie spirale NGC 5430 dans le but de mieux comprendre le rôle des barres sur l'évolution galactique. Pour ce faire, j'ai caractérisé les régions de formation d'étoiles jeunes (entre deux et quatorze millions d'années), communément appelées régions HII, à l'aide de données obtenues avec le nouvel instrument SpIOMM et un spectrographe conventionnel à l'Observatoire du Mont-Mégantic. Ainsi, j'ai réalisé l'étude de NGC 5430 au moyen de cartes de l'émission nébulaire, de courbes de rotation et de diagrammes diagnostiques permettant d'estimer la métallicité des régions HII ainsi que l'âge des populations d'étoiles jeunes qu'elles contiennent. J'ai, entre autres, déterminé que les régions HII situées dans la barre de cette galaxie voyageaient plus lentement et possédaient en moyenne des populations stellaires plus jeunes que les régions se trouvant dans les bras spiraux. J'ai également observé que deux vagues de formation stellaire distinctes ont eu lieu à la grandeur de la barre et des bras. De plus, aucun gradient de métallicité et d'âge en fonction du rayon de la galaxie n'a été mesuré, ce qui serait en accord avec la théorie suggérant que la barre constitue un mécanisme de mélange du gaz. Enfin, en comparant les résultats tirés de mes données à ceux présentés dans la littérature pour ce même objet, il m'a été possible de démontrer l'efficacité de SpIOMM

L'hydrogène moléculaire diffus et froid peut être l'un des candidats ultimes à la composante baryonique cachée de la Voie Lactée. Nous décrivons une nouvelle voie de recherche de matière transparente dans le disque et le halo galactiques, qui exploite les effets de diffraction et de réfraction de la lumière des étoiles d'arrière-plan. En simulant le retard de phase induit par un milieu turbulent, nous avons calculé la figure d'éclairement sur la terre d'une source étendue pour une bande passante donnée. Nous montrons que dans les cas favorables, la luminosité apparente d'une étoile d'arrière-plan peut être soumise à des fluctuations stochastiques de l'ordre de quelques pour cent sur une échelle de temps caractéristique de quelques minutes. Nous avons recherché de tels effets de scintillation, induits par du gaz moléculaire de nébuleuses visibles (sombres), ainsi que par d'hypothétiques (invisibles) clumpuscules d'hydrogène moléculaire froid du halo, pendant deux nuits avec le détecteur infra-rouge SOFI au foyer du télescope NTT de l'ESO. Parmi les quelques milliers d'étoiles surveillées, nous avons détecté un objet dont les variations sont compatibles avec un fort effet de scintillation à travers une structure turbulente de la nébuleuse B68. Comme par ailleurs aucun effet de scintillation n'a été trouvé vers le Petit Nuage de Magellan, nous sommes en mesure d'établir des limites supérieures sur la contribution des clumpuscules de gaz à la masse du halo galactique. Nous montrons qu'une surveillance à cadence élevée dans la bande visible avec un télescope de diamètre supérieur à quatre mètres équipé d'une caméra à lecture rapide devrait permettre, avec une exposition de quelque millions (d'heures x étoiles), de quantifier ou de borner d'une façon très significative la contribution du gaz moléculaire turbulent au halo Galactique. / Cool molecular hydrogen H2 may be the ultimate possible constituent to the Milky-Way missing baryon. We describe a new way to search for such transparent matter in the Galactic disc and halo, through the diffractive and refractive effects on the light of background stars. By simulating the phase delay induced by a turbulent medium, we computed the corresponding illumination pattern on the earth for an extended source and a given passband. We show that in favorable cases, the light of a background star can be subjected to stochastic fluctuations of the order of a few percent at a characteristic time scale of a few minutes. We have searched for scintillation induced by molecular gas in visible dark nebulae as well as by hypothetical halo clumpuscules of cool molecular hydrogen (H2_He) during two nights, using the NTT telescope and the IR SOFI detector. Amongst a few thousands of monitored stars, we found one light-curve that is compatible with a strong scintillation effect through a turbulent structure in the B68 nebula. Because no candidate were found toward the SMC, we are able to establish upper limits on the contribution of gas clumpuscules to the Galactic halo mass. We show that the short time-scale monitoring of a few 10^6 star _ hour in the visible band with a >4 m telescope and a fast readout camera should allow one to interestingly quantify or constrain the contribution of turbulent molecular gas to the Galactic halo.

Dédié à l'étude du ciel en rayons gamma, le satellite Fermi comporte à son bord le Large Area Telescope (LAT), sensible au rayonnement gamma de 20 MeV à 300 GeV. Les données recueillies par le LAT depuis son lancement en 2008 ont permis de multiplier par 10 le nombre de noyaux actifs de galaxie (NAG) détectés dans le domaine du GeV. Les rayons gamma observés dans les NAGs proviennent de processus énergétiques faisant intervenir des particules chargées de très haute énergie. Ces particules sont confinées dans un jet de plasma magnétisé qui prend sa source dans une région proche du trou noir supermassif habitant la zone centrale de la galaxie hôte. Ce jet s'éloigne à des vitesses aussi élevées que 0.9999c, formant dans de nombreux cas des lobes radio sur des échelles du kiloparsec voire du mégaparsec. Les NAGs dont le jet fait un angle faible avec la ligne de visée sont appelés blazars. La combinaison de cette très faible inclinaison du jet par rapport à la ligne de visée et de vitesses d'éjection relativistes donne lieu à des effets relativistes : mouvements apparents superluminiques, amplification de la luminosité et modification des échelles de temps. Les blazars sont caractérisés par une extrême variabilité à toutes les longueurs d'onde, sur des échelles de temps allant de quelques minutes à plusieurs mois. Une étude temporelle et spectrale du plus brillant d'entre ceux détectés par le LAT, 3C 454.3, a été réalisée afin de contraindre les modèles d'émission. Une nouvelle méthode de génération de courbes de lumière à échantillonnage adaptatif est également proposée dans cette thèse. Celle-ci permet d'extraire le maximum d'information des données du LAT quel que soit l'état de flux de la source.

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Il y a de plus en plus d'indications que les trous noirs super-massifs ont joué un rôle important dans l'évolution des galaxies, en particulier au moment de la formation des galaxies les plus massives à haut décalage spectral vers le rouge (z ~ 2 - 3). Nous nous sommes attachés à quantifier les effets sur le milieu interstellaire des galaxies hôtes que peuvent avoir les jets des radio-galaxies, d'une part, et les importantes luminosités bolometriques des quasars, d'autre part. Pour cela, nous avons étudié la cinématique du gaz ionisé dans 12 radio-galaxies modérément puissantes et dans 11 quasars (6 avec une détection en radio et 5 sans jet détectable) à grand décalage spectral vers le rouge avec le spectro-imageur proche infra-rouge SINFONI du VLT, qui nous donnait accès aux raies d'émission normalement sitées dans le domaine visible. Afin d'évaluer la capacité du NAG à stopper la formation d'étoiles, nous avons cherché des traces de leur rétroaction dans ces galaxies, comme de vents de gaz s'échappant de la galaxie hôte. Dans notre échantillon de radio-galaxies modérément puissantes, nous observons des dispersions de vitesse presque aussi importantes que dans les plus puissantes (avec une FWHM ~ 1000 km/s), mais les quantités de gaz ionisé observées y sont inférieures d'un ordre de grandeur (Mion gas ~ 10^8 - 10^9 Msun) et les gradients de vitesse sont plus faibles (Δv < 400 km/s), quand ils sont observés. Dans notre échantillon de quasars, nous devions d'abord soustraire la composante large des raies d'émission avant de pouvoir étudier leur composante étroite, celle susceptible d'être étendue spatialement. Nous détectons des régions d'émission véritablement étendue autour de quatre des six sources avec une détection en radio et autour d'une seule des cinq sans détection radio. Nous estimons qu'il y a moins de gaz ionisé dans ces sources que dans notre échantillon de radio-galaxies (avec Mion gas ~ 10^7 - 10^8 Msun) et la cinématique de ce gaz est aussi plus calme, similaire à ce qui est observé autour de certains quasars proches. Enfin, de nouvelles observations de deux radio-galaxies particulières nous ont révélé que l'une d'entre elles est entourée de quatorze galaxies-companions et qu'elle se trouve donc dans une partie sur-dense de l'Univers. Nous expliquons donc la morphologie inhabituelle du gaz ionisé présent autour de ces deux radio-galaxies par des cycles répétés d'activité du NAG, en analogie à ce qui est observé dans les amas de galaxies proches, qui sont d'excellents exemples de rétroaction du NAG dans l'Univers local. / There is growing evidence that supermassive black holes may play a crucial role for galaxy evolution, in particular during the formation of massive galaxies at high redshift (z ~ 2 - 3). Our work focuses on quantifying the effects of jets of radiogalaxies and of large bolometric luminosities of quasars on the interstellar gas in their host galaxies. To this end, we studied the kinematics of the ionized gas in 12 moderately powerful radio galaxies and 11 quasars (6 radio-loud and 5 radio-quiet) at high redshifts with rest-frame optical imaging spectroscopy obtained at the VLT with SINFONI. We searched for outflows and other signatures of feedback from the supermassive black holes in the centers of these galaxies to evaluate if the AGN may plausibly quench star formation. In our sample of moderately powerful radiogalaxies, we observe velocity dispersions nearly as large as those observed in the most powerful ones (with FWHM ~ 1000 km/s), but the quantity of ionized gas is decreased by one order of magnitude (Mion gas ~ 10^8 - 10^9 Msun) and velocity gradients tend to be less dramatic (Δv < 400 km/s), when they are observed. In our sample of quasars, we had to carefully subtract the broad spectral component of emission lines to have access to its narrow, and spatially extended, component. We detect truly extended emission line regions in 4/6 sources of our radio-loud subsample and in 1/5 source of our radio-quiet subsample. We estimate that masses of ionized gas in these sources are smaller than in our sample of high-redshift radiogalaxies (with Mion gas ~ 10^7 - 10^8 Msun) and kinematics tend to be more quiescent, akin to what is observed in local quasars. Finally, detailed observations of two outliers among our sample of high-redshift radiogalaxies revealed that one of them is closely surrounded by 14 companions galaxies, hence lying in an overdensity. We therefore interpret the presence and morphology of ionized gas around these galaxies as evidence for repeated cycles ouf AGN outbursts, akin to what can be observed in local clusters of galaxies, which are prime examples of AGN feedback in the nearby Universe.

L'archéologie galactique consiste à disséquer et analyser les nombreuses composantes de la Voie Lactée afin de mettre en évidence et distinguer les processus physiques qui contribuent à sa formation et son évolution. Ceci est possible grâce à une estimation précise des positions, des vitesses ainsi que des propriétés de l'atmosphère stellaire des étoiles individuelles qui appartiennent aux différents populations stellaires qui composent chacune de ces composantes. De ce fait, ce domaine dépend non seulement d'observations photométriques, astrométriques et spectroscopiques permettant de mesurer en détail les propriétés stellaires mentionnées mais également de modèles théoriques précis afin de les confronter avec les données observationnelles. Au cours de cette thèse, j'ai mené une étude détaillée sur les effets de fonction de sélection sur les abondances métalliques en utilisant des sondages spectroscopiques aux grandes échelles, suivi d'observations spectroscopiques de petites et grandes résolutions sur les parties internes de la Voie Lactée afin de caractériser la nature chimique du bulbe galactique ainsi que le taux de formation stellaire dans la zone centrale moléculaire (CMZ). Avec les présents et futurs grands sondages dédiés à l'archéologie galactique tels que APOGEE, RAVE, LAMOST, GALAH, etc.., il est essentiel de connaître la fonction de sélection spécifique qui est associée à la stratégie de ciblage de chacun de ces sondages. En utilisant des champs communs et des lignes de visée similaires entre APOGEE, LAMOST, GES et RAVE, et tout en considérant des modèles de synthèse de population stellaire, J'ai étudié les effets de fonction de sélection sur la fonction de distribution de la métallicité (MDF) et sur le gradient vertical de métallicité dans le voisinage solaire. Mes résultats indiquent qu'il y a un négligeable effet de fonction de sélection sur la MDF ainsi que sur le gradient vertical de métallicité. Ces résultats suggèrent alors que différents sondages spectroscopiques (de différentes résolutions et de longueurs d'onde) peuvent être combinés dans des études similaires à condition que les métallicité soient placées sur la même échelle. Tandis que de plus en plus d'observations spectroscopiques des régions externes du bulbe de la Voie Lactée révèlent la complexité de sa morphologie, sa cinétique et de sa nature chimique, les études détaillées sur les abondances chimiques de la région interne du bulbe (400-500 pc) font en revanche défaut. Je présenterai alors des spectres de haute résolution dans la bande K d'étoiles géantes K/M issues de cette région obscure et obtenus à partir du spectrographe de haute résolution dans l'infrarouge, CRIRES (R-50,000) situé au VLT. Je discuterai ensuite la MDF et les abondances chimiques détaillées de notre échantillon dans cette région et également la symétrie Nord-Sud dans la MDF le long du petit axe du bulbe. Un enjeu majeur dans les modèles d'évolution chimique est le manque de connaissance vis à vis de l'histoire et du taux de la formation stellaire de la Voie Lactée. La partie centrale de la Voie Lactée (<200 pc), appelée communément la zone centrale moléculaire, possède un grand réservoir de gaz moléculaire avec des indications d'activités de formation stellaire durant les 100 000 dernières années. J'ai utilisé des spectres KMOS (VLT) de petite résolution afin d'identifier et analyser les objects stellaires jeunes et massifs (YSOs) et afin d'estimer le taux de formation stellaire dans la CMZ en utilisant la méthode de contage YSO. / Galactic archaeology deals with dissecting the Milky Way into its various components with the objective to disentangle processes contributing to the Milky Way formation and evolution. This relies on precise estimation of positions, velocities as well as stellar atmosphere properties of individual stars belonging to different stellar populations that make up each of these components. Thus this field relies on photometric, astrometric and spectroscopic observations to measure the above mentioned stellar properties in detail in addition to accurate models to compare the observed results with. In this thesis, I have carried out a detailed study of selection function effects on metallicity trends using larges scale spectroscopic surveys, followed by high and low resolution spectroscopic observations towards the inner Milky Way to characterise the chemical nature of the inner Galactic bulge and to measure the star formation rate in the central molecular zone (CMZ), respectively. With ongoing and upcoming large Galactic archaeology spectroscopic surveys such as APOGEE, RAVE, LAMOST, GALAH etc, it is essential to know the specific selection function which is related to the targeting strategy of each of them. By using common fields along similar lines of sight between APOGEE, LAMOST, GES and RAVE, and together with stellar population synthesis models, I investigate the selection function effect on the metallicity distribution function (MDF) and the vertical metallicitiy gradients in the solar neighborhood. My results indicate that there is negligible selection function effect on the MDF and the vertical metallicity gradients. These results suggest that different spectroscopic surveys (different resolutions and wavelength range) can be combined for such studies provided their metallicities are put on the same scale. While more and more spectroscopic observations of the outer bulge regions reveal the complex morphological, kinematic and chemical nature of the Milky Way bulge, there is a lack of detailed chemical abundances studies in the inner bulge region (400-500 pc). I will present high resolution K-band spectra of K/M giants in this highly obscured region obtained using the high resolution infrared spectrograph, CRIRES (R-50,000), on VLT. I will discuss the MDF and detailed chemical abundances of our sample in this region as well as the North-South symmetry in MDF along the bulge minor axis. A major challenge in the chemical evolution models is the lack of knowledge about the star formation history and the star formation rate in the Milky Way. The inner 200 pc of the Milky way, the so called central molecular zone, has a large reservoir of molecular gas with the evidence of star formation activity during the last 100,000 years. I used low resolution KMOS spectra (VLT) to identify and analyse massive young stellar objects (YSOs) and estimated the star formation rate in the CMZ using the YSO counting method.