Les galaxies de type précoce présentent un large éventail de structures photométriques et dynamiques. Ces structures sont autant de signatures fossiles des processus de formation et d'évolution de ces galaxies. Leur étude nous permet de remonter à l'histoire de leur formation et de leur évolution. Dans le but de comprendre les structures observées, des modèles reproduisant des observations sont construits. La méthode développée est une généralisation de celle introduite par Syer & Tremaine (1996), consistant en un N-corps dont le poids des particules varie au cours du temps. Le code présenté est adapté à des données de spectroscopie intégrale de champ, et est à-même de reproduire la photométrie ainsi que la dynamique des galaxies observées. Ces modèles sont basés sur des données SAURON obtenues sur des galaxies de type précoce. Des modèles préliminaires ont été obtenus pour les galaxies M 87 et NGC 3377. Une annexe présente en outre des observations menées sur NGC 936.

Nous présentons des observations obtenues en spectroscopie X, à l'aide du satellite japonais GINGA, et en spectro-imagerie X, à l'aide du satellite americano-germanique ROSAT, que nous analysons, puis interprétons à l'aide d'une modélisation de l'évolution des galaxies elliptiques, d'une part, et de la distribution du gaz X et de la masse totale dans les amas de galaxies, d'autre part. Dans une première partie, nous présentons l'analyse des données de la spectroscopie X, lorsqu'elles sont combinées aux données optiques et d'imagerie X. Nous confirmons la présence d'une masse importante de fer dans le milieu intra-amas ainsi que son origine localisée dans les galaxies elliptiques (et lenticulaires). Dans une seconde partie, un modèle d'évolution appliqué aux galaxies elliptiques, où la formation d'étoiles massives est renforcée en début d'évolution est développé, qui permet d'expliquer conjointement les observations à l'échelle des amas et à l'échelle des galaxies mêmes; les supernovae de type II produisant simultanément le fer et l'énergie thermique à l'origine de son éjection hors des galaxies. Dans une troisième et dernière partie, nous présentons une méthode de détermination de la masse, et de la distribution, du gaz intra-amas et de la masse totale ("matière noire" comprise) à partir des données X (spectroscopie globale et imagerie détaillée), puis l'appliquons à un amas particulier : A2163, dont les propriétés extrêmes (amas le plus chaud et le plus massif connu) ont des conséquences importantes sur les modèles cosmologiques.

Nous étudions la formation et les propriétés des systèmes auto-gravitants à l'aide de simulations numériques à N corps d'effondrements gravitationnels.<br />Nous effectuons dans un premier temps une synthèse des principaux résultats analytiques concernant les équations de Boltzmann sans collisions et de Poisson, qui modélisent les systèmes gravitationnels non collisionnels ainsi que certaines solutions analytiques de ce système couplé d'équations.<br />Nous présentons ensuite les codes de calcul utilisés pour les simulations. Nous avons parallélisé certains de ces codes, nous introduisons donc le calcul parallèle et la bibliothèque d'échange de message MPI.<br />Nous exposons enfin les résultats de nos simulations, et leurs analyses. Nous déduisons de ces analyses divers résultats pouvant expliquer différentes caractéristiques des systèmes auto-gravitants ainsi que les conditions initiales nécessaires au déclenchement des instabilités d'Antonov et d'orbites radiales.

Nous étudions la formation et les propriétés des systèmes auto-gravitants à l'aide de simulations numériques à N corps d'effondrements gravitationnels. Nous effectuons dans un premier temps une synthèse des principaux résultats analytiques concernant les équations de Boltzmann sans collisions et de Poisson, qui modélisent les systèmes gravitationnels non collisionnels ainsi que certaines solutions analytiques de ce système couplé d'équations. Nous présentons ensuite les codes de calcul utilisés pour les simulations. Nous avons parallélisé certains de ces codes, nous introduisons donc le calcul parallèle et la bibliothèque d'échange de message MPI. Nous exposons enfin les résultats de nos simulations, et leurs analyses. Nous déduisons de ces analyses divers résultats pouvant expliquer différentes caractéristiques des systèmes auto-gravitants ainsi que les conditions initiales nécessaires au déclenchement des instabilités d'Antonov et d'orbites radiales.

Dans le but de clarifier les aspects dynamiques des modèles galactiques triaxiaux, le potentiel logarithmique est étudié a travers la méthode d'analyse en fréquence. Les caractéristiques dynamiques principales du système sont présentées en utilisant le formalisme hamiltonien approprié. Afin de comparer cette nouvelle approche avec des études précédentes, la méthode est appliquée a la version axisymétrique du potentiel. La précision de la méthode est démontrée a travers des techniques de perturbation et des transformations numériques en variables action-angle. En outre, la construction des applications fréquence pour plusieurs valeurs du paramètre de perturbation permet de fournir une vision globale de la dynamique du potentiel plan. Les zones chaotiques, les résonances importantes ainsi que les orbites périodiques sont détectées. La méthode est appliquée ensuite a la version tridimensionnelle du potentiel logarithmique. Les approximations quasi-périodiques fournies par la méthode permettent de clarifier la dynamique des types d'orbites principales et leur connexion avec des perturbations du hamiltonien général. Tous les détails fins de la dynamique, qui sont associés a l'addition du troisième degré de liberté, sont représentés dans les applications fréquence complètes, des images instantanées du réseau d'Arnold (''Arnol'd web'') du système. Ainsi, nous pouvons visualiser l'étendu des zones chaotiques et l'influence des lignes résonantes dans l'espace physique du système. Cette approche révèle plusieurs caractéristiques dynamiques inconnues des potentiels galactiques triaxiaux et indique que le chaos doit être une caractéristique importante des configurations triaxiales. Nous discutons finalement l'influence de ces résultats sur la construction des modèles galactiques auto-consistants.

Depuis la célèbre classification d’Edwin Hubble dans les années 30, il est coutume de définir unegalaxie comme appartenant soit au groupe des galaxies dites de type tardif (late-type galaxiesabr´eg´e LTGs) soit à celui des galaxies dites de type précoce (early-type galaxies ou ETGs). Lafamille des LTGs est principalement composée de galaxies spirales (S) quand la famille des ETGsregroupe les galaxies lenticulaires (S0) et elliptiques (E). L’étude morphologique de ces galaxies arévélé qu’environ 60% des LTGs et 45% des S0 présentent une barre. Par ailleurs, il a été montréque dans l’Univers local les galaxies pouvaient être séparées en deux grands ensembles : le nuagebleu composé majoritairement de LTGs et la séquence rouge peuplée principalement par les ETGs.Plusieurs mécanismes sont à l’origine de cette distribution et l’évolution séculaire en est évidemmentun point majeur. Un nombre important de recherches ont montré l’importance des barres sur ladynamique et l’évolution d’une galaxie. Le but de ma th`ese est d’´etudier `a quel point la formationd’une barre et l’évolution qui s’ensuit influe sur l’évolution des ETGs. Pour ce faire j’ai réalisédes simulations à N-corps de galaxies barrées (et non barr´ees) qui m’a permis d´étudier les pointssuivants.Je me suis tout d’abord penché sur l’impact de la présence d’une barre dans une galaxie sur unemodélisation de cette dernière par un modèle supposant une ditribution de masse axisymmétrique.Ce genre de modélisation permettant de déterminer le rapport masse/luminosité M/L et donc lamasse d’une galaxie observée mais ´egalement son inclinaison et son anisotropie, il est importantd’estimer l’impact de la présence d’une barre sur ces paramètres. J’ai donc montré qu’en fonctionde l’inclinaison de la galaxie et de la position de la barre par rapport à l’observateur, le rapportM/L était très souvent surestimé avec des erreurs allant jusqu’`a 25%. La taille et la force de labarre sont également apparus comme des facteurs importants mais une étude plus approfondies’imposerait afin de quantifier ce résultat.D’autre part, je me suis intéressé à l’impact d’une barre sur la distribution de masse et de métauxdans une galaxie lenticulaire. J’ai tout d’abord confirmé que la présence d’une barre, de partson influence sur la dynamique d’un système, applatissait les gradients de métallicité. De plusj’ai montré que le degrés d’aplatissement ainsi que la position des zones affectées peuvent êtredirectement mis en relation avec la structure de la barre et notament avec la localisation desrésonances dynamiques. Néanmoins l’influence purement dynamique d’une barre n’explique pasà elle seule les gradients d’âges et de m´etallicité observés. L’étude de l’influence d’un potentielgravitationnel barré sur la dynamique du gaz et donc sur la formation stellaire est donc égalementà prendre un compte. Cela fait l’objet des dernières simulations produites qui permettront de mieuxcomprendre l’influence global d’une barre sur l’évolution séculaire des galaxies de type précoce. / Since the 30’s and Edwin Hubble’s famous classification, galaxies are usually separated in twogroups : the late-type galaxies (LTGs) and the early-type galaxies (ETGs). The LTGs family ismainly made of spiral galaxies (S) while the ETGs family is composed of elliptical (E) and lenticular(S0) galaxies. A morphological study of all these galaxies revealed that around 60% of LTGs and45% of S0 present a bar. It has also been shown that, in the local Universe, galaxies fall into twobig groups : the blue cloud mostly populated by LTGs and the red sequence mainly made of ETGs.Several mechanisms are responsible for this distribution and the secular evolution is obviously animportant one to examine, sepcially in the context of bars, as an important number of studiesshowed the importance of bars in the dynamics and evolution of a galaxy.The goal of my thesis is to study the importance of the formation and ensued bar-drivenevolution influence on ETGs evolution. In that context, I have performed N-body simulations ofbarred (and unbarred) galaxies in order to investigate the following issues.First of all, I focused on the influence of a bar in a galaxy when modelling it with a dynamicalmodel assuming an axisymmetric mass distribution. As these kinds of models allow to determine themass-to-light ratio M/L, thus the dynamical mass of an observed galaxy, but also its inclinationand its anisotropy, it is important to evalute the consequence of the presence of a bar on theseparameters. I have shown that, depending on the galaxy inclination and the bar position angle,M/L is most of the time biased and overestimated, and this can be up to 25%. The size andstrength of the bar also seem to be important factors but a deeper study has to be done to quantifythis preliminary result.In a second step, I have studied the role of bars on the mass and metallicity redistributionsin a lenticular galaxy. I confirmed that the presence of a bar, due to its influence on its hostsystem dynamics, flattens pre-existing metallicity gradients. Moreover, I showed that the degree offlattening and the position of affected regions are directly correlated with the bar structure and thelocation of the dynamical resonances. Nonetheless, this dynamical effect cannot explain the varietyof observed ages and metallicity gradients. The consequences of a barred gravitational potentialon the gas dynamics and the stellar formation should therefore be investigated. This is the topicof the last set of numerical simulations produced which will allow to better understand the globalinfluence a bar has on the secular evolution of ETGs.

Les galaxies à coquilles sont des galaxies qui paraissent normales à tous égards, mais qui sont entourées par de faibles ''rides'' de lumière en forme d'arcs: les coquilles. Ce n'est qu'au début des années 1980 que l'importance du phénomène est apparue, avec la publication par Malin et Carter d'une liste de 140 galaxies à coquilles, elliptiques et lenticulaires pour la plupart. Les premières observations ont montré que ces coquilles étaient de nature stellaire. Deux types de modèles ont été proposés: d'après certains, les coquilles se seraient formées à partir du gaz intra-galactique comprimé par une onde de choc provoquée par un sursaut d'activité du noyau de la galaxie (origine interne); d'après d'autres, ce seraient des ondes de densité d'étoiles provenant d'une galaxie-compagnon qui aurait été absorbée par la galaxie-hôte (formation par fusion). Pour trouver la réponse à ce problème astrophysique nouveau, l'auteur a entrepris un vaste programme d'observation de toutes les galaxies du catalogue de Malin et Carter en collaboration avec des chercheurs australiens et britanniques, en spectroscopie et imagerie CCD. Ce travail de thèse qui comporte une partie observationnelle, une étude des propriétés statistiques de ces objets, et une étude approfondie de quelques galaxies typiques, a conduit à un grand nombre de résultats nouveaux parmi lesquels on peut noter: 1. Une étude détaillée d'un échantillon d'une vingtaine d'objets a montré que la morphologie des coquilles (distribution radiale, ellipticités, angles caractéristiques), et leur photométrie (étude des profils, luminosité intégrée, et indices de couleurs) sont en accord avec les prédictions des modèles de formation par fusion. 2. Les observations spectroscopiques de 100 galaxies à coquilles ont mis en évidence une formation stellaire massive et récente pour 20% des objets, ce qui était complètement inattendu pour des galaxies elliptiques et lenticulaires. Les spectres de certains objets sont du même type que ceux des galaxies actives ''E+A'' qui ont été découvertes dans les amas lointains et qui sont associées à l'effet "Butcher-Oemler". Nos observations suggèrent donc que l'accrétion d'un compagnon est un processus efficace pour réactiver la formation stellaire dans les galaxies elliptiques et que les interactions entre galaxies peuvent expliquer le taux anormalement élevé de galaxies actives dans les amas lointains. 3. La photométrie des coquilles (délicate, car ces structures sont très faibles) a montré qu'elles peuvent être plus rouges, mais qu'elles sont généralement plus bleues que le reste de la galaxie, ce qui est compatible avec l'absorption d'un compagnon de population stellaire plus jeune. Des gradients de couleur importants existent parfois même le long d'une même coquille. Ce dernier résultat qui semblait à priori difficile à comprendre, s'est éclairé par quelques unes de nos simulations de collisions, en suivant les orbites des étoiles des différentes composantes du compagnon (bulbe-disque). 4. Une étude approfondie de NGC~3923, le système le plus riche (avec plus de 20 coquilles), a permis d'établir que pour cet objet, les coquilles sont vraisemblablement le résultat d'une collision radiale avec un compagnon elliptique de masse environ 1/10 de celle de la galaxie. Après avoir perdu la plus grande partie de ses étoiles lors du premier passage dans les régions centrales, le compagnon s'est ensuite progressivement dépouillé des étoiles restantes, tout en subissant un freinage par friction dynamique, ce qui l'a entrainé dans les régions les plus internes de la galaxie. 5. Une corrélation est apparue entre la morphologie des systèmes de coquilles et l'ellipticité apparente de la galaxie-hôte. Les systèmes alignés ne sont visibles qu'autour de galaxies allongées, et les systèmes ''en pétales'' qu'autour de galaxies d'apparence circulaire. Cette corrélation traduit l'influence du potentiel total de la galaxie (y compris celui de l'éventuel halo de matière noire), sur la géométrie des coquilles. 6. A partir du taux d'observation de galaxies à coquilles, et de la durée de vie des systèmes, il est possible d'en déduire une estimation de la fréquence des collisions entre galaxies, et une limite supérieure à la masse de matière invisible contenue à l'intérieur des systèmes de coquilles. Avec un taux de 10%, et une durée de vie de l'ordre de 2 à 3 milliards d'années, les galaxies elliptiques auraient ainsi fusionné en moyenne avec un ou deux compagnons. La limite supérieure de la masse de la matière invisible contenue à l'intérieur des systèmes serait ainsi de l'ordre de 50 fois la masse de la composante visible. En conclusion, cette étude permet d'établir à peu près définitivement que le modèle de formation par fusion est le seul à rendre compte des propriétés observationnelles des coquilles. De part leur comportement de particules-test, les étoiles des coquilles offrent une occasion unique de sonder le potentiel total des galaxies, y compris celui des halos massifs invisibles. L'importance des interactions gravitationnelles pour la formation et l'évolution des galaxies semble désormais bien établie, et les galaxies à coquilles, résultats de collisions entre galaxies, permettent donc d'étudier une phase cruciale dans l'évolution des galaxies.