Cette thèse est présentée en deux parties. Premièrement, je vais examiner les propriétés de la galaxie la plus brillante au sein d'amas (GBA) sélectionnée à partir de deux grands relevés systématiques, le National Optical Astronomy Observatory Fundamental Plane Survey (NFPS) et le Sloan Digital Sky Survey Data Release 3 (SDSS-DR3). Mon but est de mieux comprendre les raies d'émission du visible des GBA en fonction des propriétés de la galaxie et de son amas. Dans cette analyse, je compare les raies des GBA avec celles d'un échantillon de contrôle qui est constitué d'autres galaxies brillantes situées près du centre des amas. Pour les deux échantillons du NFPS et du SDSS, on voit une fraction modeste (~15%) de GBA avec des raies d'émission. Il n'y a pas de relation entre la fraction des GBA avec des raies d'émission et la masse de la galaxie ou la dispersion des vitesses dans l'amas. Par contre, environ 70% des GBA qui se trouvent dans des amas de type "cooling flow" ont des raies d'émission. De plus, si on considère seulement les GBA qui se trouvent dans un rayon de 50 kpc du centre de l'émission des rayons X du cooling flow, la fraction des galaxies avec raies d'émission est près de 100%. En excluant les amas de type cooling flow, seulement ~10% des GBA ont des raies d'émission, un nombre comparable à celui des galaxies de contrôle. Je montre que l'origine physique de l'émission varie: dans certains cas l'émission est plutôt charactéristique de celle des LINERs, et dans d'autres cas, elle ressemble à l'émission due à un mélange de LINERs et de formation stellaire. Je conclus que la présence des raies d'émission des GBA est reliée directement au refroidissement des rayons X dans le centre des amas. Dans la deuxième partie de cette thèse, j'explore plus en détails les propriétés de l'émission en utilisant des données de spectroscopie de champs intégral pour un sous-échantillon de GBA. J'examine la morphologie de l'émission dans les raies au centre de GBA dans 9 amas cooling flow et non-cooling flow. Je déduis la source d'ionisation qui est a l'origine des raies. L'ionisation par les étoiles jeunes est présente dans deux cas alors que l'ionisation par un AGN est requise dans les autres cas. De plus, je constate que les GBA des amas cooling flow ne sont pas les seules à montrer des raies. Tout ça pour conclure que le processus d'ionisation dans les GBA n'est pas universel. Différents processus sont plus ou moins importants selon le cas. / This thesis is presented in two parts. First, I examine the optical emission line properties of Brightest Cluster Galaxies (BCGs) selected from two large, homogeneous datasets, the National Optical Astronomy Observatory Fundamental Plane Survey (NFPS) and the Sloan Digital Sky Survey Data Release 3 (SDSS-DR3). My goal is to better understand the optical line emission in BCGs with respect to properties of the galaxy and the host cluster. Throughout the analysis I compare the line emission of the BCGs to that of a control sample made of the other bright galaxies near the cluster center. Overall, both the NFPS and SDSS show a modest fraction of BCGs with emission lines (~15%). No trend in the fraction of emitting BCGs as a function of galaxy mass or cluster velocity dispersion is found. However I find that, for those BCGs located in cooling flow clusters, about 70% have optical emission. Furthermore, considering only BCGs within 50kpc of the X-ray center of a cooling flow cluster, the emission-line fraction rises to nearly 100%. Excluding the cooling flow clusters, only ~10% of BCGs are line emitting, comparable to the control sample of galaxies. I show that the physical origin of the emission line activity varies: in some cases it has LINER-like line ratios, whereas in others it is a composite of star formation and LINER-like activity. I conclude that the presence of emission lines in BCGs is directly related to the cooling of X-ray gas at the cluster center. In the second part of this thesis, I explore the detailed properties of this emission using integral field spectroscopy on a select subsample of BCGs. I examine the morphology of the line emission at the center of BCGs in 9 clusters, both cooling flow and non-cooling flow. I discriminate between gas ionized by hot stars and that ionized by a harder source, such as an AGN. There are two cases for which ionization by hot stars is convincing, however, for the rest the emission mechanism appears to be associated with AGN. Furthermore, it is not always cooling flow BCGs which show emission, and non-cooling flow BCGs which do not. The conclusion is that the emission mechanism is not universal among BCGs. Different processes are more or less important for each specific System.

Ce mémoire résume quelques concepts importants en cosmologie et présente l étude faite par l'auteur sur l'origine de la lumière intra-amas. Pour la réalisation de ce projet, l'auteur a tout d'abord recherché dans la littérature les paramètres à utiliser pour des simulations en langage FORTRAN dont les algorithmes de base sont, dans la première partie du projet, particule-particule et, dans la seconde, particule-particulejparticule-maille. L'auteur a également modifié des codes IDL et UNIX. Enfin, le projet nécessita des centaines de simulations d 'amas isolés dont les résultats ont été analysés en collaboration avec les membres du groupe de recherche et soumis pour publication (Barai, Brito & Martel 2009). Les résultats principaux des simulations décrites dans ce document sont: 1) la destruction des galaxies naines par des fusions domine sur la destruction par des marées, et 2) la destruction des galaxies par des marées est suffisante pour expliquer la lumière intra-amas observée. Finalement, les résultats d 'amas isolés ont été généralisés à une région significative de l'Univers. Ainsi, l'auteur a contribué à la mise en oeuvre d'une simulation particule-particulejparticule-maille et à l'analyse commune des résultats obtenus à ce jour. Les résultats reproduisent la fonction de luminosité de Schechter, et suggèrent que l'approche utilisée est valide et que les résultats sont robustes.

Durant les deux dernières décennies, de nombreux efforts ont été apportés pour comprendre le processus de formation des structures de l'Univers jeune. Les avancées dans les technologies observationnelles atteintes aujourd'hui permettent d'observer des galaxies de plus en plus loin, y compris celles responsables de la réionisation cosmique qui a eu lors du premier milliard d'années de l'Univers. L'objectif principal de cette thèse a été de poser des contraintes sur la nature et l'abondance des sources responsables de la réionisation cosmique. Plus précisément, l'étude s'est portée sur les galaxies qui forment des étoiles et qui ont une émission Lyman-alpha (LAE) entre z ~ 3 et 6.7. Il est à noter que cette thèse a été réalisée au sein du consortium MUSE, tout nouvel instrument installé au VLT en janvier 2014 dont nous avons exploité les données du GTO. Ce travail de thèse a permis de confirmer la puissance inégalée de MUSE au niveau de la détection et de l'étude de sources extragalactiques faibles sans aucune présélection. Nous avons observé quatre amas-lentilles dont l'amplification de la lumière permet la détection de sources à faible luminosité, au prix d'une diminution du volume d'Univers observé. Nous nous sommes d'abord focalisés sur l'étude de l'amas de galaxies Abell 1689 afin de structurer une méthodologie applicable aux autres amas. En comparant la densité volumique des LAEs détectés aux différentes fonctions de luminosité (FdL) de la littérature, nous sommes arrivés à la conclusion suivante : la pente de la loi de puissance que décrit la fonction de Schechter pour la partie la plus faible est plus petite que alpha <= -1.5, ce qui signifie que le nombre de LAEs croît extrêment vite vers les faibles luminosités. Nous avons ensuite appliqué cette méthode aux autres amas de notre échantillon observés par MUSE. Les LAEs identifiés et mesurés dans ces amas sont typiquement dix fois plus faibles que ceux observés dans les champs vides (39 < log(Lya) < 42.5). Environ un tiers de ces LAEs n'a pas de contrepartie dans le continuum jusqu'à AB ~ 28 sur les images HST et n'aurait donc jamais été vu sur des relevés pointés. Le catalogue final contient plus de 150 LAEs, ce qui nous a permis d'étudier la contribution des objets les plus faibles, ainsi que l'évolution de la pente en fonction du redshift. Les résultats obtenus semblent confirmer que la pente alpha est proche de -2 pour l'ensemble des LAEs compris entre 2.9 < z < 6.7. On observe aussi une évolution de alpha, qui passe de -1.8 à -1.95 entre z ~ 3-4 et z ~ 5-7, un résultat original et non dépendant des données utilisées pour la partie brillante de la FdL. L'intégration de cette FdL permet ensuite de calculer la densité de photons ionisants émis par ces LAEs et de déterminer leur impact relatif sur la réionisation cosmique. A l'avenir, la profondeur de champ atteinte par les données du James Webb Space Telescope (JWST) va repousser la limite de détection de ces galaxies jusqu'à z ~ 8. L'utilisation de spectrographes dans le proche infrarouge comme MOSFIRE/Keck, KMOS/VLT ou le tout récent EMIR/GTC permettent déjà de confirmer des candidats à z >= 7. Cette thèse a apporté des nouvelles contraintes sur la partie faible de la FdL des LAEs pour un redshift allant jusqu'à z ~ 6, un début donc de ce que l'on va pouvoir faire dans les années à venir pour des redshifts de l'ordre de z ~ 7-8. / Significant efforts have been put for the past two decades to understand the formation process of structure in the early Universe. The recent technological advances in the observational field allow for observing galaxies further and further, even the ones responsible for the cosmic reionization which occurred during the first billion years of the Universe. The main goal of this thesis was to impose constraints on the nature and the abundance of the sources responsible of the cosmic reionization. More specifically, the study was focused on the star-forming galaxies that have a Lyman-alpha emission (LAE) between z ~ 3 and 6.7. This thesis has been conducted within the framework of the MUSE consortium, a brand new instrument installed on the VLT in January 2014, as part of the exploitation of the Guaranteed Time (GTO). This thesis work has enabled us to confirm the unrivalled power of MUSE concerning the detection and the study of weak extragalactic sources without any preselection. We have observed four lensing clusters which magnify the incident light and make it possible to detect faint sources, at the expense of a decrease of the volume of the observed Universe. At first we started with the study of the galaxy cluster Abell 1689 in order to build up a methodology we intend to apply on other galaxy clusters. By comparing the volume density of the detected LAEs to the luminosity functions (LF) coming from the literature, we have reached the following conclusion : the slope of the power law from the Schechter function is smaller than alpha <= -1.5, which means that the number of LAEs increases drastically towards the faint luminoities. Then we have applied the new-build method to the other galaxy clusters of our sample observed with MUSE. The LAEs we have detected and measured in this sample are roughly ten times fainter than the ones observed in blank fields thanks to the lensing effect (39 < log(Lya) < 42.5). About one third of them lacks a counterpart in the continuum up to AB ~ 28 on the HST images and couldn't have been seen on targeted surveys. The final catalog includes more than 150 LAEs, this amount has enabled us to study the contribution of the faintest ones and also the evolution of the slope according to the redshift. The results of this work seem to confirm that the slope alpha is close to -2 for all the 2.9 < z < 6.7 LAEs. Furthermore, one can notice the evolution of alpha from -1.8 to -1.95 between z ~ 3-4 and z ~ 5-7, an original result and irrespective of the data set used to complement the present sample towards the bright region of the LF. The integral of the LF allows for working out the ionizing photons density emitted by these LAEs and for determining their relative impact on the cosmic reionization. In the future, the depth of the James Webb Space Telescope (JWST) observations will improve the limits of galaxy detection, certainly up to z ~ 8. The use of near-IR spectrographs such as MOSFIRE/Keck, KMOS/VLT or the very recent EMIR/GTC already provides the confirmation of z >= 7 candidates. This thesis brought new constraints on the faint-end part of the LF of LAEs for a redshift up to z ~ 6, which represents a beginning with respect to all we can do in the coming years for redshifts up to z ~ 7-8.

La gravitation est le principal moteur de formation et d'évolution des amas de galaxies. Cependant, de nombreux processus non-gravitationnels sont à l'oeuvre au sein de la composante baryonique des amas et affectent leurs propriétés globales. L'objet de cette thèse est l'étude statistique de deux de ces processus et de leur impact sur la formation et l'évolution des amas de galaxies. Nous nous sommes intéressés à l'effet de la présence de poussière dans le milieu intra-amas, ainsi qu'à l'origine de l'émission radio observée dans la direction des amas. Un refroidissement du gaz intra-amas dû à la poussière a tout d'abord été implémenté dans des simulations numériques de formation des structures. Nous avons ensuite quantifié l'impact de la poussière sur les propriétés d'échelle et structurelles des amas de galaxies générés dans ces simulations. Notre analyse a montré que la normalisation des relations d'échelle et la distribution de matière au centre des amas sont significativement modifiées par l'inclusion de poussière. Cette dernière peut donc affecter l'évolution des propriétés du milieu intra-amas. Nous avons aussi montré que le refroidissement est intimement lié aux propriétés physiques de la poussière, c'est-à-dire à son abondance et à la distribution en taille de ses grains. L'émission radio des amas de galaxies est quant à elle due aux sources ponctuelles (noyaux actifs de galaxies, galaxies à flambée d'étoile) et aux sources étendues et diffuses (halos, reliques). À partir du relevé radio NVSS et du méta-catalogue MCXC, nous avons statistiquement étudié les relations d'échelle entre les propriétés des galaxies actives en radio (fraction, luminosité radio, masse du trou noir supermassif des noyaux actifs) et celles des halos qui les hébergent (masse totale, luminosité X). Nous avons montré que les propriétés de ces deux populations sont corrélées. Finalement, en s'appuyant sur la caractérisation de l'émission des sources ponctuelles et sur les données NVSS, nous avons recherché la signature statistique d'une émission radio étendue et diffuse dans les amas. Cependant, cette investigation a rapidement été entravée par la contamination due aux sources radio ponctuelles non-résolues. Notre étude nous a également renvoyés à la question de la fraction d'amas hébergeant des sources radio étendues et diffuses, et donc à leur lien avec l'état dynamique des amas.