Dans l'Univers local, la distribution de galaxies est bimodale, reflétant la relation existante entre la couleur et la morphologie. <br /> Une question clef en cosmologie observationnelle est de comprendre comment cette dichotomie est apparue au cours de l'histoire de l'Univers. Les relevés de galaxies ont pour but d'isoler des populations de galaxies à différentes époques cosmiques et de suivre leur évolution. Quantifier de manière fiable les morphologies de galaxies lointaines demeure cependant un obstacle majeur.<br /> Dans le visible, les progrès durant les dix dernières années proviennent essentiellement de données acquises par le télescope spatial Hubble (HST) grâce à la haute résolution angulaire délivrée. Au delà de z~1 pourtant, les caméras visibles du HST sondent le flux UV des galaxies ce qui peut biaiser la morphologie estimée vers des types tardifs. De ce point de vue, les observations dans le proche infrarouge au delà de z~1 sont particulièrement importantes puisque la lumière analysée provient d'étoiles évoluées et est donc moins affectée par des épisodes récents de formation stellaire. <br /> Dans cette thèse, on s'interroge sur la possibilité de quantifier les morphologies de galaxies lointaines dans l'infrarouge proche à l'aide de télescopes au sol afin de quantifier les effets de k-correction morphologique.<br /> Dans un premier temps, l'utilisation d'optique adaptative pour corriger les effets de la turbulence atmosphérique est explorée. On présente l'analyse de 79 galaxies observées avec le système d'optique adaptative NaCo du Very Large Telescope (VLT). Les limites sont obtenues grâce à des simulations exhaustives et des comparaisons avec le télescope spatial. Une première estimation de l'évolution morphologique depuis z~1.2 est obtenue à partir de cet échantillon. La comparaison avec les morphologies obtenues avec le télescope spatial laisse entrevoir des différences mais l'échantillon est trop petit pour extraire des conclusions robustes. Un programme d'observations plus large est proposé.<br /> Dans un deuxième temps, des améliorations aux méthodes classiques non-paramétriques d'estimation morphologique sont proposées (nombre illimité de paramètres simultanés, frontières non linéaires) afin de pouvoir analyser des données observées à travers l'atmosphère. On démontre que ces améliorations permettent une estimation morphologique en deux grands types (elliptique, spirale) avec un taux de réussite de ~80% sur des données limitées par le seeing. Le code source a été mis à disposition de la communauté. <br /> La méthode développée est ensuite employée pour analyser un échantillon de ~50000 galaxies dans l'infrarouge proche. L'évolution morphologique depuis z~2 est obtenue et une quantification des effets de k-correction morphologique est présentée par comparaison avec des données spatiales. On observe une augmentation de la fraction de galaxies elliptiques depuis z~2 (~20%) jusqu'à nos jours (~30%). La classification obtenue est globalement en bon accord avec celle obtenue avec des données spatiales dans le visible jusqu'à z~1. Au delà, la classification infrarouge a tendance à trouver ~1.5 fois plus de galaxies précoces.

Les galaxies locales ont des propriétés différentes selon leur environnement : couleur, morphologie, fraction de gaz, etc. Cette différentiation s'est opérée durant leur formation. Les observations indiquent que ce pic d'activité de formation stellaire a eu lieu vers z=2 et que les environnements denses étaient à cette époque des lieux de formation stellaire très intense, soit l'inverse d'aujourd'hui. C'est en observant les progéniteurs des amas massifs actuels que l'on pourra comprendre l’origine de ces différences. Mais les (proto-)amas à grand z sont difficilement observables. De bons candidats sont les galaxies sub-millimétriques, qui tracent directement la formation stellaire. Grâce aux observations des satellites Planck, Herschel et Spitzer, un échantillon de 82 candidats a été construit : SPHerIC (Spitzer–Planck–Herschel infrared clusters). Ses données indiquent des sources compatibles avec les progéniteurs des amas massifs locaux. 13 de ces champs ont été observés par le CFHT. J’ai tiré parti de ces nouvelles données afin de rendre SPHerIC plus robuste. Après avoir développé un pipeline photométrique pour créer les catalogues de sources JKs, j'ai généré des cartes de densité surfacique de galaxies par tranches de couleur J-Ks. J'ai défini 8 couleurs J-Ks à partir des modèles de Berta et al. (2013) pour contraindre le redshift des galaxies. Je quantifie la coïncidence entre les positions des surdensités JKs, des surdensités IRAC-rouges et des sources SPIRE-rouges. Les diagrammes couleur-magnitude (J-Ks) vs Ks couplés aux modèles de Kodama et al. (1998) semblent indiquer la présence d’une séquence rouge à z~2 pour 12 des 13 champs. Les diagrammes couleur-couleur [3.6]-[4.5] vs (J-Ks) des sources IRAC-rouges sont eux compatibles avec les modèles de galaxies en phase de formation stellaire de Berta et al. (2013), un résultat compatible avec ceux de Planck et Herschel. Toutes les analyses de nos données photométriques convergent vers la conclusion que nos candidats sont de réelles structures à grand redshift et à formation stellaire intense. Après l'observation spectroscopique de sources SPHerIC au télescope de 30 m de l'IRAM, je confirme notamment l'existence de 2 structures à z>2. À partir des flux CO, je dérive la luminosité infrarouge et le SFR dont les valeurs semblent indiquer là encore des structures en phase de formation stellaire intense. J'ai aussi contribué au projet spatial Euclid en étudiant les variations de la PSF de la caméra VIS en fonction du type d'objet observé et de sa position sur le plan focal, et je montre que les variations sont faibles pour les étoiles et galaxies standards. / The properties of local galaxies (color, morphology, gas fraction, etc.) greatly depend on their environment. The differentiation occurred during their assembly. Current observations indicate that the peak of star formation occurred around z=2 and that dense environments used to be cradles of intense star formation, unlike today. This differentiation may be explained by observing the high-z progenitors of today’s most massive systems. However, such sources are rare. Good candidates are sub-millimeter galaxies, because they directly trace star formation. A sample of 82 such candidates named SPHerIC (Spitzer–Planck–Herschel infrared clusters) was made from the data of these three satellites. From them, 13 have been observer by the CFHT. I extracted as much information as I could from those new data in order to make SPHerIC more robust. After making JKs source catalogs with a self-made photometric pipeline, I made galaxy surface density maps in J–Ks color slices. I defined 8 colors using Berta et al. (2013) galaxy templates to constrain the redshift of galaxies. I show the coincidence between the position of JKs and IRAC-red overdensities with the position of SPIRE red sources. JKs color–magnitude diagrams (J–Ks vs Ks) along with models from Kodama et al. (1998) may exhibit a z~2 red sequence in 12 out of 13 fields. NIR color–color diagrams ([3.6]–[4.5] vs J–Ks) of IRAC-red sources are compatible with starforming models from Berta et al. (2013), also compatible with Planck and Herschel results. The analyses of our photometric data all converge toward the fact that our candidates are genuine high-z star-forming structures. From spectroscopic observations at the IRAM/30m telescope, I confirm for instance 2 structures at z>2. Infrared luminosities and SFRs derived from CO fluxes are consistent with high-SFR sources. In parallel, I have been involved in the Euclid Consortium. I studied the PSF variations of the VIS imager w.r.t. the spectral type of observed objects and their position on the focal plane. I show there is a limited impact on the PSF as long as the stars and galaxies are standard.

L'époque de la réionisation, qui s'étend pendant le premier milliard d'années de l'Univers, correspond à la période où les premières étoiles et galaxies apparaissent. Dans ce contexte, l'enjeu majeur de cette thèse est d'étudier la formation de ces premières structures et leur rétroaction radiative sur leur environnement. Pour cela, j'utilise différentes méthodes de simulations numériques permettant de modéliser le transfert radiatif dans les galaxies, dans un cadre cosmologique.En particulier, les plus petites galaxies seraient celles qui apportent la majorité des photons nécessaires à ioniser l'Univers. J'explore cette hypothèse dans une première partie à l'aide de simulations radio-hydrodynamiques avec le code RAMSES-RT, ciblant trois petites galaxies avec une très haute résolution spatiale et temporelle. Je me suis d'abord intéressé aux mécanismes régulant la production et le transfert de photons ionisants dans les galaxies, et j'ai montré que les explosions de supernovae en sont un facteur essentiel. Ensuite, j'ai exploré les propriétés observables dérivées à partir de ces simulations.Dans un second temps, j'ai développé une extension au code Monte Carlo de transfert radiatif MCLya prenant en compte la polarisation du rayonnement et l'émission diffuse dans une simulation. J'ai utilisé ce code pour post-traiter une simulation d'un blob Lyman-alpha, une source étendue d'émission Lyman-alpha, et étudier ses propriétés de polarisation à l'aide de pseudo-observations. Contrairement à ce qui était proposé précédemment, j'ai pu montrer que la polarisation n'était pas un indicateur aussi utile qu'espéré pour tracer l'origine des photons Lyman-alpha / The Epoch of Reionisation, which spans during the first billion year of te Universe, corresponds to the period during which the first stars and galaxy form. In this context, the main topic of this thesis is to study the formation of those early structures and their radiative feedback to their environment. For this purpose, I use various numerical simulations tools designed to model the radiative transfer in galaxies in a cosmological framework.More specifically, I look at very small galaxies, which are believed to contribute the bulk of the photons required to reionise the Universe. I explore this idea using radiative hydrodynamics simulations performed with RAMSES-RT, focusing on three small galaxies with a very high spatial and temporal resolution. I first detail the mechanism that regulate te production and escape of ionising photons in galaxies, and I show that supernovae explosions are a crucial element for this regulation. I then started to investigate the observable properties of those galaxies.In a second part of my thesis, I developped an extension to the Monte Carlo radiative transfer code MCLya to take light polarisation into account and to model the diffuse emission. I applied this code to post-process the simulation of a Lyman-alpha blob (an extended Lyman-alpha source), and to study its polarisation properties with mock observations. Contrary to what was suggested before, I showed that polarisation is not a strong tracer of the origin of Lyman-alpha photons

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.

L'époque de la Réionisation est la transition d'un Univers rempli d'hydrogène neutre et relativement froid à un Univers rempli de gaz chaud et ionisé. Cette transition intervient à peine un milliard d'années après le Big Bang. Le processus de réionisation est dû à l'émission de photons ionisants par les premières étoiles et premières galaxies à se former. Le travail de cette thèse consiste en l'étude de la formation des galaxies pendant et après la Réionisation, et en particulier de l'impact de cette dernière sur la formation stellaire. En utilisant des modèles et des simulations numériques, il est possible d'étudier le processus de Réionisation de l'Univers en détail, avec comme contraintes les observations du milieu inter-galactique et des galaxies à haut redshift. Dans cette thèse, je me suis concentré dans un premier temps sur les effets de coupure de la formation stellaire pendant et après la Réionisation de manière globale. J'ai eu accès à des simulations d'un nouveau type, qui modélisent la propagation du rayonnement ionisant couplé avec la dynamique et avec l'évolution des propriétés de la matière dans un volume cosmologique. J’ai aussi étudié en détail l'impact de la Réionisation sur les plus petites galaxies, en particulier, le cas de leur distribution spatiale dans l'Univers local, dans le but de reproduire et comprendre certaines observations. / The Epoch of Reionization is the transition from a Universe full of cold and neutral hydrogen to a hot and ionized Universe: it occurs one billion years after the Big Bang. The Reionization is driven by the ionizing photons emitted by the first stars and galaxies. This thesis analyses the galaxy formation during and after the Reionization. Focusing on the feedback of the Reionization on the stellar formation. Using models and numerical simulations, we can study in details the Reionization process. Observations of galaxies and intergalactic medium at high redshift constrain those models, as well as observations of the local Universe, which is the only place where low luminosity galaxies can be observed. In this thesis, I focus on the radiative suppression of stellar formation caused by the Reionization. For this purpose, I used a new generation of simulations, able to take into account the radiative transfer as well as the hydrodynamics in a cosmological volume. I also studied in details the Reionization of the smallest galaxies, focusing on their spatial distribution in the local Universe to understand and reproduce the observations. I looked in particular at the distribution of satellites around M31-like galaxies and find that the observed vast plane of satellites can be reproduced in our models.