Les courants stellaires de marée sont des structures en étoile immaculées qui jouent un rôle central dans la résolution des mystères de longue date de l'archéologie galactique. Étant donné que les flux sont de nature orbitale, ils possèdent intrinsèquement les caractéristiques de résolution de la distribution de masse sous-jacente de la galaxie et peuvent être utilisés pour sonder la forme du halo de matière noire. En plus de tester le scénario de «fusion hiérarchique» de la formation de galaxies, les brèches de ruisseau peuvent également fournir une preuve indirecte de l’existence de sous-halos de matière noire (ce qui, en principe, limite la nature de la particule de matière noire elle-même). Pour toutes ces raisons, l'analyse dynamique des flux stellaires de la Voie Lactée devient naturellement l'un des problèmes les plus intéressants. Cependant, le principal défi consiste à détecter ces structures. Au cours de la thèse, l’algorithme STREAMFINDER (un algorithme à la pointe de la technologie) a été conçu pour traiter systématiquement le jeu de données Gaia (le nouveau catalogue astrophysique de l’ESA contenant des solutions astrométriques sans précédent de plus de 1,6 milliard d’étoiles) pour la détection des flux stellaires de la Voie lactée. Cette lourde entreprise a permis de détecter 10 structures de flux de confiance, dont 5 étaient considérées comme de nouvelles découvertes. Cette récolte de structures a également facilité, pour la première fois, la création d’une carte structurale et cinématique panoramique des flux stellaires de la rivière Milky. Halo, poussant notre communauté encore plus loin dans l’histoire complexe de la formation de notre galaxie. Ce projet a été immédiatement suivi de l'analyse orbitale de l'un des flux détectés (à savoir GD-1) pour explorer les améliorations des modèles de potentiel gravitationnel de notre galaxie. Les contraintes imposées à la masse de la Voie lactée et à la forme de son halo de matière noire, obtenues simplement en utilisant ce seul flux, ont révélé la puissance potentielle que l'analyse d'un ensemble de flux permettrait de sonder la distribution globale de la masse galactique de notre galaxie. Ainsi, la thèse a ouvert la voie à de nouvelles découvertes des sous-structures stellaires, soulignant également les perspectives d'avenir dans ce domaine. / Tidal stellar streams are pristine star structures that play central role in addressing long standing mysteries of the Galactic archaeology. Since streams are orbital in nature, they inherently possess the characteristics of unravelling the underlying mass distribution of the galaxy, and can be used to probe the shape of the dark matter halo. Besides testing the ‘hierarchical merging’ scenario of galaxy formation, stream gaps can also provide indirect evidence for the existence of dark matter sub-halos (thereby, in principle, constraining the nature of the dark matter particle itself). Due to all these reasons, the dynamical analysis of stellar streams of the Milky Way Galaxy naturally becomes one of the interesting problems. However, the foremost challenge is to detect these structures. During the thesis, STREAMFINDER algorithm (a state of the art algorithm) was designed to systematically process the Gaia dataset (ESA’s novel astrophysical catalogue containing unprecedented astrometric solutions of over 1.6 billion stars) for the detection of the stellar streams of the Milky Way. This hefty endeavour led to the detection of 10 high confidence stream structures, of which 5 were reported as new discoveries.This harvest of structures also facilitated, for the first time, creation of a panoramic structural and kinematic map of the stellar streams of the Milky Way halo, taking our community a step further in unravelling the complex formation history of our Galaxy. This project was instantly followed by the orbital analysis of one of the detected streams (namely GD-1) to explore the improvements in the gravitational potential models of our Galaxy. The constraints on the Milky Way’s mass and that on the shape of its dark matter halo, that were obtained by simply employing this single stream, revealed the potential power the analysis of an ensemble of streams would hold in in probing the overall galactic mass distribtuion of our Galaxy. Thereby, the thesis paved way for new discoveries of the stellar substructures, also highlighting the future prospects in this field.

Cette thèse a pour objectif de contribuer à comprendre l'histoire de formation de notre Galaxie, la Voie lactée, en utilisant pour traceurs des objets parmi les plus vieux de l'univers que sont les amas globulaires, amas d'étoiles denses liées gravitationnellement, et les étoiles de champ.Selon le modèle de croissance hiérarchique des structures, les galaxies se construisent, en partie, par la fusion de galaxies moins massives. La Voie lactée ne fait pas exception et l’histoire de ses accrétions peut se lire également dans sa population d’amas globulaires qui contient à la fois des amas globulaires formés en son sein et d'autres d'origine extragalactique. Si les amas globulaires les plus distants du centre Galactique sont souvent associés au halo externe, dans les régions plus internes, où se situe la plupart de la masse stellaire de notre Galaxie, l'association d'amas globulaires avec les populations stellaires est encore très largement débattue.Dans ce travail, nous utilisons le lien étroit entre les amas globulaires et les étoiles de champ ainsi que des simulations numériques pour tenter de lever l'ambiguïté sur l'origine in situ ou accrétée de ces objets et reconstruire l'histoire d'accrétion de la Voie Lactée. Dans un premier temps, nous étudions la distribution spatiale, la cinématique et l'abondance chimique des amas globulaires à forte métallicité. Nous montrons que leurs propriétés spatiales, dynamiques et chimiques sont en bon accord avec celles de la population stellaire du disque épais de la Galaxie. Nous suggérons alors une époque commune de formation et d'évolution entre les amas globulaires riches en métaux et le disque épais vieux de la Galaxie. Dans un second temps, nous analysons l'efficacité des diagnostiques cinématiques qui ont été proposés pour identifier les débris d'accrétion parmi les étoiles de champ et nous discutons leurs applications aux amas globulaires galactiques. Pour ce faire, nous utilisons des simulations numériques auto-consistantes qui modélisent l'accrétion d'une ou plusieurs galaxies satellites dans un potentiel galactique. Nous montrons, d'une part, que les intégrales du mouvement ne sont pas conservées durant le processus d'accrétion et qu'ainsi, à l'issue de la fusion, les étoiles et les amas globulaires accrétés ne retiennent pas l'information initiale sur les propriétés orbitales de leurs satellites progéniteurs. D'autre part, l’interaction avec des galaxies satellites chauffe les populations in situ (étoiles et amas globulaires) qui, en réaction, peuplent spatialement le halo galactique et les régions préférentiellement occupées par des objets d'origine extragalactique dans les espaces cinématiques.En conséquence, ce travail montre que, dans le contexte de l'arrivée des données Gaia, l’identification des débris d’accrétion au sein de la Voie lactée à l’aide des seuls diagnostiques cinématiques sera difficile, et nécessitera l’utilisation de mesure d’abondances chimiques détaillées. / The goal of this thesis is to contribute to understand the formation history of our Galaxy, the Milky Way, using as tracers some among the oldest objects in the universe, the globular clusters, and field stars.In the LambdaCDM paradigm, one of the main mechanisms of galaxy growth is by means of satellite accretion. The Milky Way is no exception and the history of its accretions can be read also in its population of globular clusters, containing both in-situ and accreted members. While for clusters at large distances from the Galactic centre an extragalactic origin is often proposed, in the inner regions, where most of the stellar mass of our Galaxy lies, the link between globular clusters and stellar populations is still very widely debated.In this work, we use the close link between globular clusters and field stars, as well as numerical simulations, to try to remove the ambiguity on the in-situ or accreted origin of these objects and to reconstruct the accretion history of the Milky Way. As a first step, we study the spatial distribution, kinematics and chemical abundances of metal-rich ([Fe/H] > -1) globular clusters. We show that their spatial, kinematic and chemical properties are in good agreement with those of the stellar population of the thick disk of the Galaxy. We then suggest that metal-rich globular clusters and Galactic thick disk share the same epoch of formation and evolution. Secondly, we analyze the overall efficiency of kinematic diagnostics that have been proposed to identify merger debris among the field stars and discuss their application to the galactic globular cluster system. To do this, we use self-consistent numerical simulations that model the accretion of one or more satellite galaxies in a Milky Way-like potential. On the one hand, we show that the integrals of motion are not conserved during the accretion process. As a result, after the merger, accreted stars and globular clusters do not retain the initial information about the orbital properties of their progenitor satellites. On the other hand, mergers of small galaxies and tidal interactions may cause the heating of the in-situ populations (stars and globular clusters) which, in response, populate the galactic halo and the regions in the kinematic spaces preferentially occupied by objects with an extragalactic origin.In the context of the arrival of Gaia data, this work shows that the identification of debris of past accretion events experienced by the Milky Way using only kinematic diagnostics will be extremely challenging. Detailed chemical abundances and/or ages will be fundamental to disentangle the accreted or in-situ nature of the Galactic stellar populations.

Dans un disque axisymétrique en équilibre, les vitesses galactocentriques radiales et verticales sont théoriquement nulles. Pourtant, de grands relevés spectroscopiques ont révélé que les étoiles du disque de la Voie Lactée sont animées de vitesses non nulles dans les directions radiale et verticale. Les structures en vitesse radiale sont généralement associées aux composantes non-axisymétriques du potentiel. Celles en vitesse verticale non nulle sont souvent associées à des excitations externes. Nous avons montré que la réponse stellaire à une perturbation spirale produit un déplacement radial et des mouvements verticaux non nuls. La structure du champ moyen de vitesse obtenue est cohérente avec les observations. De plus un modèle simple reposant sur une linéarisation des équations d'Euler reproduit naturellement ce résultat. Nous concluons que ces structures observées pourraient aussi être engendrées par des perturbations internes non-axisymétriques. / In an equilibrium axisymmetric galactic disc, the mean galactocentric radial and vertical velocities are expected to be zero everywhere. Recent spectroscopic surveys have however shown that stars of the Milky Way disc exhibit non-zero mean velocities outside of the Galactic plane in both the radial and vertical velocity components. While radial velocity structures have already often been assumed to be linked with non-axisymmetric components of the potential, non-zero vertical velocity structures are usually rather attributed to excitations by external sources. We show that the stellar response to a spiral perturbation induces both a radial velocity flow and non-zero vertical motions. The resulting structure of the mean velocity field is qualitatively similar to the observations. Such a pattern also emerges from an analytic toy model based on linearized Euler equations. In conclusion, non-axisymmetric internal perturbations can also be the source of the observed mean velocity patterns.

À travers mon travail de thèse sur les noyaux actifs de galaxie, dans le proche IR, avec un grand télescope (8-10m) muni d'une optique adaptative, j'ai été amené à faire intervenir des disciplines d'horizons très différents. <br /><br />Plus précisément, il s'agissait d'obtenir des données sur des noyaux actifs de galaxie avec NaCo, de créer et/ou d'adapter de nouvelles techniques de traitement pour les observations avec une optique adaptative, pour enfin interpréter les données ainsi traitées, notamment en les comparant à des modèles numériques. L'acquisition de cette double compétence a été particulièrement favorisée par le statut de ma thèse qui avait pour cadre une collaboration entre l'ONERA et le LESIA.<br /><br />Le problème astrophysique auquel je me suis attaqué est celui de la structuration de l'environnement immédiat des Noyaux Actifs de Galaxie (NAGs) et en particulier du test de l'hypothèse d'un tore de gaz moléculaire et de poussières ainsi que de son interaction avec un jet issu du NAG. Les échelles de ces structures (dizaine de pc) impliquent une résolution angulaire très élevée et la variété des phénomènes en jeu induit des morphologies parfois complexes qu'il est impératif de distinguer d'artefacts instrumentaux subtils.<br />Trois techniques de renforcement de la résolution angulaire et du contraste ont été développées ou améliorées dans ce travail :<br />- Le recentrage d'image sub-pixelique, grâce à un algorithme de type<br /> maximum de vraisemblance<br />- La déconvolution d'image sous contraintes<br />- La reconstruction de la fonction d'étalement de point de l'instrument<br /> avec les données d'analyse de front d'onde<br /><br />Dans chaque cas, la méthode a été appliquée à des données réelles et a permis effectivement un gain important sur la finesse angulaire et donc, au final, sur le retour astrophysique, avec plusieurs résultats originaux en particulier concernant NGC1068 le plus étudié des noyaux de Seyfert de type 2 :<br />- Dans le cas d'Arp 220, prototype des noyaux de galaxie ultra-lumineuses, deux composantes nucléaires ont pu être clairement identifiées, pour la première fois à 3.8µm dans la partie Est du coeur d'Arp 220, permettant d'établir un lien direct entre le proche et le moyen IR. De plus, un double bras d'émission, probablement la zone d'interaction des deux galaxies en fusion, est clairement mis en évidence, entre la source Ouest et les deux sources Est du coeur.<br />- Dans le cas de NGC 1068, de nouvelles structures à la morphologie très particulière (vagues quasi-périodiques), encadrant le jet radio, ont été mises en évidence en bande L' et M d'une part et en bande Ks d'autre part grâce aux premières observations coronographiques jamais réalisées dans le domaine extragalactique. Ces structures dont la formation n'est pas encore expliquée, témoignent d'une interaction forte du jet avec la Narrow Line Region. Une étude photométrique précise dans ces 3 bandes m'a aussi permis de conclure que la poussière dans ces structures était majoritairement composée de nano-grains, peut-être des nano-diamants. En plus d'avoir montré que le cœur était résolu, des observations spectroscopiques de la source la plus centrale m'ont enfin permis d'apporter un certain nombre d'éléments en faveur du modèle unifié des NAG, notamment la présence d'une cavité de sublimation des grains et la présence de gaz moléculaire non dissocié à petite distance du NAG. Le modèle de transfert radiatif dans le tore, développé dans le cadre de ma thèse, a permis de montrer la cohérence de l'ensemble des données.<br />- Dans le cas de NGC 7469, une structure micro-spirale a été mise en évidence grâce à la déconvolution dans les 2" centrales de cette galaxie de Seyfert de type I. De plus des observations spectroscopiques montrent des raies en émissions de l'hydrogène moléculaire sur la ligne de visée de la source la plus centrale, argument fort en faveur du modèle unifié des NAG.<br />- J'ai également contribué à la réduction de données des mesures faites sur le trou noir supermassif du Centre Galactique de 3 à 5 µm qui ont montré la fréquence importante des flares et leur localisation dans un volume de quelques rayons de Schwarzschild. <br /><br />Un certain nombre d'autres observations ont été réalisées durant cette thèse et sont en cours d'exploitation : on citera notamment les premières observations polarimétriques à haute résolution du jet de M87 dans l'IR proche.

Observations millimétriques de l'émission continue intégrée du plan galactique avec l'expérience Emilie

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

The present thesis was born and evolved within the RAdial Velocity Experiment (RAVE) with the goal of measuring chemical abundances from the RAVE spectra and exploit them to investigate the chemical gradients along the plane of the Galaxy to provide constraints on possible Galactic formation scenarios. RAVE is a large spectroscopic survey which aims to observe spectroscopically ~10^6 stars by the end of 2012 and measures their radial velocities, atmospheric parameters and chemical abundances. The project makes use of the UK Schmidt telescope at Australian Astronomical Observatory (AAO) in Siding Spring, Australia, equipped with the multiobject spectrograph 6dF. To date, RAVE collected and measured more than 450,000 spectra. The precision of the chemical abundance estimations depends on the reliability of the atomic and atmosphere parameters adopted (in particular the oscillator strengths of the absorption lines and the effective temperature, gravity, and metallicity of the stars measured). Therefore we first identified 604 absorption lines in the RAVE wavelength range and refined their oscillator strengths with an inverse spectral analysis. Then, we improved the RAVE stellar parameters by modifying the RAVE pipeline and the spectral library the pipeline rely on. The modifications removed some systematic errors in stellar parameters discovered during this work. To obtain chemical abundances, we developed two different processing pipelines. Both of them perform chemical abundances measurements by assuming stellar atmospheres in Local Thermodynamic Equilibrium (LTE). The first one determines elements abundances from equivalent widths of absorption lines. Since this pipeline showed poor sensibility on abundances relative to iron, it has been superseded. The second one exploits the chi^2 minimization technique between observed and model spectra. Thanks to its precision, it has been adopted for the creation of the RAVE chemical catalogue. This pipeline provides abundances with uncertains of about ~0.2dex for spectra with signal-to-noise ratio S/N>40 and ~0.3dex for spectra with 20>S/N>40. For this work, the pipeline measured chemical abundances up to 7 elements for 217,358 RAVE stars. With these data we investigated the chemical gradients along the Galactic radius of the Milky Way. We found that stars with low vertical velocities |W| (which stay close to the Galactic plane) show an iron abundance gradient in agreement with previous works (~-0.07$ dex kpc^-1) whereas stars with larger |W| which are able to reach larger heights above the Galactic plane, show progressively flatter gradients. The gradients of the other elements follow the same trend. This suggests that an efficient radial mixing acts in the Galaxy or that the thick disk formed from homogeneous interstellar matter. In particular, we found hundreds of stars which can be kinetically classified as thick disk stars exhibiting a chemical composition typical of the thin disk. A few stars of this kind have already been detected by other authors, and their origin is still not clear. One possibility is that they are thin disk stars kinematically heated, and then underwent an efficient radial mixing process which blurred (and so flattened) the gradient. Alternatively they may be a transition population" which represents an evolutionary bridge between thin and thick disk. Our analysis shows that the two explanations are not mutually exclusive. Future follow-up high resolution spectroscopic observations will clarify their role in the Galactic disk evolution. / Die vorliegende Doktorarbeit wurde im Rahmen des RAdial Velocity Experiment (RAVE) angefertigt. Ihr Ziel ist es, chemische Elementhäufigkeiten an RAVE-Spektren zu messen und zur Untersuchung chemischer Gradienten in der Milchstrassenebene zu benutzen, um verschieden Szenarien der Galaxienentstehung einzugrenzen. RAVE ist eine große spektrokopische Durchmusterung, deren Ziel es ist, bis zum Ende des Jahres 2012 insgesamt 10^6 Sterne zu spektroskopieren, um deren Radialgeschwindigkeiten, sternatmosphärische Parameter und chemische Häufigkeiten zu messen. Das Projekt benutzt das UK Schmidt Teleskop am Australian Astronomical Observatory (AAO) in Siding Spring, Australien, welches mit dem Multiobjekt-Spektrographen 6dF bestückt ist. Bis heute hat RAVE die Spektren von mehr als 450,000 Sternen gesammelt und untersucht. Die Genauigkeit, mit der die Elementhäufigkeiten abgeschätzt werden können, hängt von der Zuverlässigkeit der verwendeten Parameter, (insbesondere der Oszillatorstärken der Absorptionslinien sowie von der effektiven Temperatur, Schwerebeschleunigung und der Metallizität des gemessenen Sterns) ab. Daher identifizierten wir zunächst 604 Absorptionslinien im Wellenlängenbereich von RAVE und verbesserten deren Oszillatorstärken durch eine inverse Spektralanalyse. Dann wurden die stellaren Parameter von RAVE verbessert, indem die RAVE Pipeline und die stellaren Parameter, auf denen sie beruht, modifiziert wurden. Die Änderungen eliminierten einen Teil der systematischen Fehler von stellaren Parametern, die im Laufe dieser Arbeit gefunden wurden. Um Elementhäufigkeiten zu bestimmen, haben wir zwei verschiedene Prozessierungs-Pipelines entwickelt. Beide berechnen die Elementhäufigkeiten unter der Annahme von Sternatmosphären im lokalen thermischen Gleichgewicht (local thermal equilibrium, LTE). Die erste Pipeline berechnete Elemenhäufigkeiten anhand der Äquivalentbreiten von Absorptionslinien. Da diese Methode eine geringe Empfindlichkeit für die Elementhäufigeiten relativ zu Eisen erreichte, wurde sie ersetzt. Die neue Pipeline benutzt chi^2-Fits von Modellspektren an die beobachteten Spektren. Dank Ihrer Präzision wurde diese für die Erstellung des RAVE-Katalogs von Elementhäufigkeiten verwendet. Diese Pipeline liefert Elementhäufigkeiten mit einer Genauigkeit von ~0.2dex, während für Spektren mit 20>S/N>40 immerhin noch ~0.3dex Genauigkeit erreicht werden. Für die vorliegende Arbeit wurden für 217.358 Sterne die Häufigkeiten von sieben chemischen Elementen bestimmt. Mit diesen Daten wurde der radiale chemische Gradient unserer Milchstraße untersucht. Wir finden, dass Sterne mit kleinen vertikalen Geschwindigkeiten |W|, die also nahe der galaktischen Ebene bleiben, einen radialen Gradienten der Eisenhäufigkeit zeigen, der mit früheren Studien übereinstimmt (~-0.07 dex Kpc^-1), während Sterne mit großen |W|, also solche, die größere galaktische Höhen erreichen, einen progressiv flachere Gradienten zeigen. Die Gradienten der anderen Element folgen dem gleichen Trend. Das lässt darauf schließen, dass entweder die Durchmischung der galaktischen dicken Scheibe effizient arbeitet oder aber dass die dicke Scheibe aus interstellarer Materie gebildet wurde, die chemisch recht homogen war. Speziell fanden wir hunderte von Sternen, die zwar kinematisch als zur dicken Scheibe zugehörig klassifiziert werden können, die aber die typische chemische Zusammensetzung der dünnen Scheibe aufweisen. Einige wenige dieser Sterne wurden bereits von anderen Autoren entdeckt, aber ihre Herkunft bleibt immer noch unklar. Eine Möglichkeit ist, dass die Sterne der dünnen Scheibe kinematische geheizt werden, sodass sie effizienter radial gemischt werden, was die chemischen Gradienten verwischt und auch flacher macht. Alternativ dazu könnten diese Sterne einer "Übergangspopulation" angehören, welche hinsichtlich der Scheibenevolution die Verbindung zwischen der dünnen und der dicken Scheibe darstellt. Unsere Untersuchung zeigt, dass sich diese beiden Erklärungen gegenseitig nicht ausschließen. Künftige Nachspektroskopierung mit hoher Auflösung wird die Rolle dieser Sterne in der Entwicklungsgeschichte der galaktischen Scheibe aufklären.

Origin and symmetry of the observed global magnetic fields in galaxies are not fully understood. We intend to clarify the question of the magnetic field origin and investigate the global action of the magneto-rotational instability (MRI) in galactic disks with the help of 3D global magneto-hydrodynamical (MHD) simulations. The calculations were done with the time-stepping ZEUS 3D code using massive parallelization. The alpha-Omega dynamo is known to be one of the most efficient mechanisms to reproduce the observed global galactic fields. The presence of strong turbulence is a pre-requisite for the alpha-Omega dynamo generation of the regular magnetic fields. The observed magnitude and spatial distribution of turbulence in galaxies present unsolved problems to theoreticians. The MRI is known to be a fast and powerful mechanism to generate MHD turbulence and to amplify magnetic fields. <br><br> We find that the critical wavelength increases with the increasing of magnetic fields during the simulation, transporting the energy from critical to larger scales. The final structure, if not disrupted by supernovae explosions, is the structure of `thin layers' of thickness of about 100 pcs. An important outcome of all simulations is the magnitude of the horizontal components of the Reynolds and Maxwell stresses. The result is that the MRI-driven turbulence is magnetic-dominated: its magnetic energy exceeds the kinetic energy by a factor of 4. The Reynolds stress is small and less than 1% of the Maxwell stress. <br><br> The angular momentum transport is thus completely dominated by the magnetic field fluctuations. The volume-averaged pitch angle is always negative with a magnitude of about -30. The non-saturated MRI regime is lasting sufficiently long to fill the time between the galactic encounters, independently of strength and geometry of the initial field. Therefore, we may claim the observed pitch angles can be due to MRI action in the gaseous galactic disks. The MRI is also shown to be a very fast instability with e-folding time proportional to the time of one rotation. Steep rotation curves imply a stronger growth for the magnetic energy due to MRI. The global e-folding time is from 44 Myr to 100 Myr depending on the rotation profile. Therefore, MRI can explain the existence of rather large magnetic field in very young galaxies. We also have reproduced the observed rms values of velocities in the interstellar turbulence as it was observed in NGC 1058. We have shown with the simulations that the averaged velocity dispersion of about 5 km/s is a typical number for the MRI-driven turbulence in galaxies, which agrees with observations. The dispersion increases outside of the disk plane, whereas supernovae-driven turbulence is found to be concentrated within the disk. In our simulations the velocity dispersion increases a few times with the heights. <br><br> An additional support to the dynamo alpha-effect in the galaxies is the ability of the MRI to produce a mix of quadrupole and dipole symmetries from the purely vertical seed fields, so it also solves the seed-fields problem of the galactic dynamo theory. The interaction of magneto-rotational instability and random supernovae explosions remains an open question. It would be desirable to run the simulation with the supernovae explosions included. They would disrupt the calm ring structure produced by global MRI, may be even to the level when we can no longer blame MRI to be responsible for the turbulence. / Die Beobachtung polarisierter Synchrotronstrahlung mit modernen Radioteleskopen zeigen die Existenz von großskaligen Magnetfeldern in Galaxien. Mit den ständig verbesserten Beobachtungsinstrumenten findet man Magnetfelder in immer mehr Galaxien, so dass man annehmen kann, Magnetfelder treten mehr oder weniger in allen Galaxien auf. Selbst in sehr jungen Galaxien (damit weit entfernten) wurden schon Magnetfelder von einigen mikroG gefunden.<br> Eine mögliche Erklärung für die Entstehung der Magnetfeldern ist die Wirkung eines turbulenten Dynamos. Neben Supernova-Explosionen können magnetische Instabilitäten eine Quelle für die Turbulenz im interstellaren Medium sein. So werden Galaxien bei Anwesenheit eines schwachen Magnetfeldes auf Grund der &quot;Magneto-Rotations-Instabilität&quot; (MRI) turbulent. Die globale Entwicklung des interstellaren Gases in Galaxien unter Wirkung der MRI ist in der vorliegenden Arbeit betrachtet worden.<br> Mit drei-dimensionalen numerischen Simulationen auf großen Clusterrechnern wurde die zeitliche Entwicklung des Geschwindigkeitsfeldes und der Magnetfelder untersucht. Für die extrem rechenintensiven globalen Modelle wurde ein hochgradig parallelisierbares Rechenprogramm zur Lösung der MHD-Gleichungen an die Problemstellung angepasst, in der Rechenzeit optimiert und ausführlich getestet. <br> Es konnte erstmalig die zeitliche Entwicklung des interstellaren Gases unter dem Einfluss eines schwachen Magnetfeldes über mehrere Milliarden Jahre verfolgt werden. In der galaktischen Scheibe entwickelt sich Turbulenz mit einer Geschwindigkeitsdispersion von einigen km/s und großskalige Magnetfelder von einigen mikroG, genau wie in realen Galaxien beobachtet. Damit konnte der Nachweis erbracht werden, dass das interstellare Gas durch Wirkung der MRI auch bei geringer Sternaktivität Turbulenz entwickelt, wie es in einigen ruhigen Galaxien auch beobachtet wird.<br> Ein anderes wichtiges Resultat ist die Entstehung großskaliger Magnetfelder aus kleinskaligen Strukturen in der Art eines turbulenten Dynamos. Die Wachstumsrate der magnetischen Energie geht bei diesem Prozess mit der Umlaufzeit, schnell genug um auch Magnetfelder mit einigen mikroG in sehr jungen Galaxien zu erreichen.<br> Die Entstehung von Magnetfeldern aus der MRI löst auch die bisher ungeklärte Frage nach der Geometrie der Saatfelder für turbulente Dynamos.

Cette thèse étudie la cinématique du disque de la galaxie en vue de contraindre les modèles de sa formation. Elle se place dans le cadre du projet RAVE qui a pour but de faire des mesures spectroscopiques de vitesses radiales et de paramètres stellaires d'un million d'étoiles de l'hémisphère céleste Sud. Pour déterminer les caractéristiques cinématiques du disque, deux méthodes ont été utilisées l'inversion directe des comptages d'étoiles en fonction de la distance et de la vitesse et la modélisation cinématique du disque de la galaxie. Pour l'inversion, la distance photométrique des étoiles a été déterminée à partir de leur magnitude apparente, en faisant une sélection en couleur judicieuse. Les mouvements propres ont ensuite été transformés en vitesse. La méthode d'inversion directe a permis d'obtenir une décomposition cinématique du disque qui présente une nette séparation entre le disque mince et le disque épais. Cependant, cette méthode présente un certain nombre de biais. Le modèle cinématique combine les comptages en magnitude obtenus à partir du catalogue 2MASS avec les mesures de mouvements propres du catalogue UCAC2 et de vitesses radiales de RAVE. Ce modèle est un modèle auto-cohérent qui relie la densité d'étoiles aux dispersions de vitesse via le potentiel gravitationnel. La décomposition cinématique du disque galactique obtenu grâce au modèle montre clairement trois composantes : une première composante (disque mince) avec des dispersions de vitesses verticales compris entre 10 et 25 km.s−1, une deuxième (disque épais) avec des dispersions de [30−45] km.s−1 et une troisième (disque épais sousmétallique ou halo) avec une dispersion de 65 km.s−1. Les deux méthodes donnent une décomposition cinématique qui montre la même séparation cinématique entre les disques mince et épais. En conséquence, les scénarios qui envisagent la possibilité d'un disque mince initial qui aurait été « chauffé »par des nuages moléculaires ou par les bras spiraux sont exclus par ces résultats. D'autres mécanismes de formation du disque épais comme l'accrétion progressive d'étoiles venant de galaxies satellites ou le chauffage voire la création d'étoiles au moment de la rencontre entre une galaxie satellite importante et notre galaxie restent possibles.

Durant cette thèse, nous avons exploré l'impact qu'engendre une modification de la gravitation sur les courants de marée. Nous avons effectuer les premières simulations N-corps de la formation d'un courant de marée galactique dans le paradigme MOND. Nous avons comparer les résultats ainsi obtenus aux prédictions du modèle standard de la cosmologie, ΛCMD, dans le but de trouver des différences entres-elles qui pourraient être observables. Nous avons remarqué que la brisure du principe d'équivalence fort engendrée une telle modification de la gravitation conduisait les amas globulaires à avoir une morphologie ovoïdale, contrairement à la dynamique Newtonienne où ceux-ci sont elliptiques. Cette morphologie des amas génère également une asymétrie de longueur et de nombre entre les deux bras d'un courant de marée similaire à celle observée récemment dans le courant de Palomar 5. / During this thesis, we explored the impact of a modification of the gravitation on the tidal streams. We made the first N-body simulations of the formation of a galactic tidal stream in the MOND paradigm. We compared the results obtained with the predictions of the standard model of the cosmology, ΛCMD, with the aim of finding differences between them that can be observed. We have noticed that the break of the strong equivalence principle generated by a such modification of the gravitation led to a lopsided morphology of the globular clusters, contrary to their elliptical shape in Newtonian dynamics. This morphology of the cluster also generates an asymmetry of length and of number between the two arms of a tidal stream similar to that observed recently in the Palomar 5 stream.