Cette thèse, motivée par le développement récent des techniques d’obtention de molécules froides, présente une étude théorique assez complète du système collisionnel ionique 3,4He + N2+. La relaxation rotationnelle de l’ion moléculaire a été décrite dans les régimes froid et ultrafroid, pour lesquels l’interaction spin-rotation du radical paramagnétique joue un rôle crucial. L’apparition de nouvelles résonances spécifiques de cette interaction a été analysée. Un autre phénomène directement lié à cette interaction, celui de la réorientation du moment magnétique associé au spin électronique du diatome induite par collision avec l’hélium, a été étudié d’abord en l’absence puis en présence d’un champ magnétique externe. Les mêmes méthodes de dynamique quantique inélastique ont été utilisées pour l’étude de la collision H2 + HF d’intérêt astrochimique. / Abstract

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.

Ce travail de thèse traite d'expériences d'astrophysique de laboratoire sur des matériaux aromatiques, étudiés pour la plupart dans des conditions proches de celles rencontrées dans les milieux interstellaire et circumstellaire, comprenant rayons cosmiques et irradiations UV. Ces dernières sont à l’origine de bandes d'émission dans l'infrarouge moyen, dont les porteurs supposés sont principalement les Hydrocarbures Aromatiques Polycycliques (PAHs) et les nanoparticules aromatiques. Un nouveau spectromètre, FIREFLY (Fluorescence in the InfraRed from Excited FLYing molecules), contenant une réplique des filtres circulaires variables à bord de l'instrument ISOCAM du satellite ISO, a été mis au point et caractérisé au cours de cette thèse. Cet instrument a permis de mesurer la désexcitation infrarouge dans la région des modes d'élongations CH (3.3 µm, soit 3000 cm-1) des dérivés du benzène et du naphtalène à température ambiante, suite à l’absorption d'un photon UV. Ceci montre, avec l’appui de la modélisation, que la spectroscopie d’émission IR est un outil puissant permettant de comprendre les effets d'anharmonicité liés à l'énergie interne, l’isomérisation voire même la dynamique intramoléculaire non-adiabatique, au travers de la spectroscopie d'excitation de fluorescence infrarouge (une nouvelle technique). Ce travail est préliminaire à la future mesure de fluorescence infrarouge de nanoparticules aromatiques en phase gazeuse et à basse température produites par une flamme basse pression, dans le but de comparer les spectres de laboratoire avec les observations astrophysiques. Le dépôt d'énergie par les rayons cosmiques a été étudié grâce à une autre expérience, l'irradiation ionique d'analogues de poussières interstellaires et circumstellaires (suies produites par la flamme basse pression), mettant en évidence une réorganisation chimique. Les suies sont caractérisées par différents diagnostics complémentaires tels que la Microscopie Electronique en Transmission à Haute Résolution et les spectroscopies infrarouge à Transformée de Fourier et Raman. L'ensemble des informations tirées permet de mieux cerner la nanostructuration des analogues et ainsi mieux identifier les différentes signatures spectrales astrophysiques (interprétation de la bande à 7.7 µm comme une bande de défauts). Grâce à ces expériences, nous espérons améliorer notre compréhension de la structure, croissance et évolution de la poussière, d'un point de vue astrophysique. / The work presented in this thesis deals with laboratory astrophysics experiments of aromatic compounds, mostly studied in conditions similar to those encountered in interstellar and circumstellar environments, including cosmic rays and UV irradiations. These are the source of mid-infrared emission bands whose carriers are supposed to be composed mainly of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) and aromatic nanoparticles.A new spectrometer, FIREFLY (Fluorescence in the InfraRed from Excited FLYing molecules), containing a replica of the circular variable filters of the ISOCAM instrument on-board the ISO satellite, was developed and characterized in this thesis. This instrument was used to measure the infrared de-excitation in the CH stretching mode region (3.3 µm or 3000 cm-1) from benzene derivatives and from naphthalene at room temperature, following the absorption of a single UV photon. With the support of modelling, IR emission spectroscopy is a powerful tool for understanding the effects of anharmonicity related to the internal energy, isomerization and also the non-adiabatic intramolecular dynamics through the new technique of IR fluorescence excitation spectroscopy. This work is preliminary to the infrared fluorescence measurement of low-temperature gas phase aromatic nanoparticles produced by a low pressure flame, in order to compare the laboratory spectra with astrophysical observations.Cosmic-ray energy deposition has been studied with another experiment: the ionic irradiation of interstellar and circumstellar dust analogues (soot produced by the low pressure flame) highlights a chemical reorganization. Soot is characterized by complementary diagnostics such as High Resolution Transmission Electron Microscopy, Fourier Transform Infrared spectroscopy and Raman spectroscopy. The results help identify the analogue nanostructures and better identify the astrophysical spectral signatures (interpretation of the 7.7 µm band as a defect band). Through these experiences, we hope to improve our understanding of the structure, growth and evolution of the dust, in the astrophysical context.

Notre travail se concentre sur le rôle de la phase moléculaire froide et dense dans l'évolution des galaxies spirales. Cette phase p eut jouer le rôle de réservoir de gaz à faible taux de formation stellaire dans les parties externes des disques. Après une présentation générale des propriétés des galaxies, en particulier des galaxies spirales, leur milieux interstellaire et leur évolution dynamique, nous passons en revue les simulations numériques hydrodynamiques contemporaines et l'implémentation de la physique baryonique. Nous présentons ensuite la série de simulations que nous avons e ffectuées. Ces simulations incluent du refroidissement jusqu'à basse température, en prenant notamment en compte de l'hydrogène moléculaire. Nous testons en particulier l'infl uence de l'hydrogène moléculaire dans des simulations avec di fférentes efficacités de rétroactions énergétique stellaire, et obtenons que le dihydrogène permet dans tous les cas une faible formation d'étoiles dans les parties externes des disques. Les disques gazeux ont de plus tendance à s'épaissir à grands rayons du fait de la rétroaction stellaire renforcée par la présence de dihydrogène. L'hydrogène moléculaire peut donc jouer le rôle de réservoir de matière baryonique dans les parties externes des galaxies spirales qui accrètent du gaz par les fi laments cosmiques tout au long de leur vie.

Dans le milieu interstellaire (MIS) les grains de poussière jouent un rôle très important pour la chimie au sein des nuages moléculaires offrant une surface froide sur laquelle les atomes et molécules de la phase gazeuse vont s'accréter, formant un manteau de glace. Les nuages moléculaires sont caractérisés par des basses températures (10-50 K) et sont le lieu de formation des étoiles. Après effondrement gravitationnel du nuage suite à une trop forte densité en son sein, celui-ci devient le lieu de formation d'une nouvelle étoile. L'enveloppe autour de l'étoile évolue en disque dans lequel pourra se former des planètes, astéroïdes, comètes et autres objets d'un système planétaire. Durant cette formation stellaire, les glaces interstellaires (et les molécules qu'elles contiennent) sont alors soumises à plusieurs processus énergétiques (cycle de réchauffement, irradiations par des photons UV ou des particules chargées) qui vont affecter leurs compositions chimiques et finalement augmenter la complexité moléculaire avant leur incorporation dans les différentes objets du futur système planétaire. En laboratoire, afin de mieux comprendre l'évolution des molécules, composantes des glaces, nous avons développé une nouvelle approche qui consiste à réaliser des analogues "spécifiques" auxquels un seul processus énergétique à la fois est appliqué. Nous avons alors montré l'importance de l'effet thermique longtemps négligé pour la formation de molécules organiques complexes, montrant plusieurs implications astrophysiques et exobiologiques. Nos études permettent une meilleure compréhension des processus chimiques qui ont lieu dans la phase solide du MIS.

Une émission gamma à 511 keV est observée depuis le début des années 1970 dans la direction du centre Galactique. Cette émission est la signature de l'annihilation d'électrons avec des positrons qui sont les antiparticules des électrons. Malheureusement, l'origine de ces positrons galactiques reste à l'heure actuelle un mystère. De nombreuses sources de positrons ont été proposées mais elles présentent toutes des difficultés à expliquer cette émission d'annihilation galactique. Celle-ci possède une distribution spatiale particulière. Depuis 2002, le spectromètre SPI à bord de l'observatoire spatial INTEGRAL révèle une émission fortement concentrée dans le bulbe galactique et une faible émission en provenance du disque galactique. Cette distribution spatiale est totalement atypique car elle ne ressemble à aucune distribution galactique connue, que ce soit d'une population stellaire ou d'un gaz interstellaire. L'hypothèse selon laquelle les positrons s'annihilent à proximité de leur source (c.-à-d. que la distribution spatiale de l'émission d'annihilation est identique à la distribution spatiale des sources) a donc été remise en cause. Des études récentes semblent suggérer que les positrons pourraient se propager loin de leur source avant de s'annihiler. Ceci permettrait de résoudre éventuellement l'énigme sur l'origine des positrons galactiques. Cette thèse a été consacrée à modéliser la propagation puis l'annihilation des positrons dans la Galaxie, dans le but de comparer des modèles spatiaux de l'émission d'annihilation aux dernières données mesurées par SPI/INTEGRAL. Cette méthode nous permet en effet de poser des contraintes sur l'origine des positrons galactiques. Nous avons donc développé un code de simulation Monte Carlo de transport des positrons dans la Galaxie dans lequel nous avons implémenté toutes les connaissances théoriques et observationnelles de la physique des positrons (sources, modes de transport, pertes en énergie, modes d'annihilation) et du milieu interstellaire de la Galaxie (distributions du gaz interstellaire, champs magnétiques galactiques, structure des phases gazeuses). Dues aux incertitudes entourant de nombreux paramètres physiques (champs magnétique du halo galactique, structure des phases du milieu interstellaire, etc.), nous avons implémenté plusieurs modèles pouvant potentiellement rendre compte de ces paramètres. Ces paramétrages différents de la Galaxie nous ont ainsi permis d'estimer leur impact sur la propagation et l'émission d'annihilation des positrons. Nous avons appliqué ce code à l'étude des positrons émis par la décroissance β+ de l'26Al, du 44Ti et du 56Ni qui sont continûment produits dans la Galaxie au coeur des étoiles massives et des explosions de supernovae. Nous avons étudié ces sources car l'idée que celles-ci pourraient expliquer l'émission d'annihilation galactique est largement répandue depuis des décennies. Nous avons montré que, peu importe le paramétrage de la Galaxie, ces positrons permettent d'expliquer l'émission du disque mais pas la totalité de l'émission du bulbe. La raison est simple : ces positrons ne se propagent pas très loin de leur source avant de s'annihiler. Dans ce cadre, une source supplémentaire de positrons dans le bulbe est nécessaire pour rendre compte de la totalité de l'émission. Nous avons montré qu'une source transitoire de positrons (d'énergie ~MeV) située au centre de la Galaxie pourrait expliquer l'émission du bulbe.

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Alors que les galaxies évoluent, leur milieu interstellaire (MIS) s’enrichit continuellement en métaux, et cet enrichissement influence la formation d’étoiles. Les galaxies naines de faible métallicité de l’Univers Local sont les candidates idéales pour étudier l’influence de cet enrichissement en métaux sur les propriétés du MIS des galaxies et nous donne un aperçu des processus d’enrichissement et de formation stellaire dans des conditions proches de celles trouvées dans les systèmes pauvres en métaux de l’Univers primordial. Des études précédentes ont montré que le MIS des galaxies naines pose un certain nombre d’énigmes en terme d’abondance des grains, de composition de la poussière et même des processus d’émission en infrarouge lointain (FIR). Cependant, ces études étaient limitées à la poussière chaude émettant à des longueurs d’onde plus courtes que 200 micromètres et étaient effectuées sur un petit nombre de galaxies. Grâce à une sensibilité et une résolution améliorées dans les domaines FIR et submillimétriques (submm), Herschel nous donne une vue nouvelle sur les propriétés de la poussière froide dans les galaxies et nous permet d’étudier les galaxies les plus pauvres en métaux de manière systématique. Dans ce travail, je mène une étude des propriétés des poussières dans les galaxies naines et compare avec des environnements plus riches en métaux, pour aborder la question de l’impact de la métallicité sur les propriétés de la poussière. La nouveauté de ce travail réside dans le fait que les galaxies naines sont étudiées de manière systématique, nous permettant d’accéder aux, et de quantifier les propriétés générales représentatives de ces systèmes. Cette étude est conduite sur toute la gamme de longueurs d’onde infrarouge (IR)-submm, avec les nouvelles observations en FIR/submm d’Herschel, ainsi que des données Spitzer, WISE, IRAS, et 2MASS. Nous complétons ces données avec des mesures en domaine submm de télescopes au sol comme APEX ou le JCMT, pour étudier la présence et les caractéristiques de l’excès submm dans mon échantillon de galaxies. Je collecte aussi les données HI et CO pour accéder aux propriétés du gaz dans ces galaxies et étudier l’évolution du rapport en masse gaz-sur-poussière (G/D) avec la métallicité. Notre étude révèle des propriétés de poussière différentes dans les environnements de faible métallicité que celles observées dans des systèmes plus riches en métaux (par exemple, une poussière globalement plus chaude). Une émission en excès par rapport aux modèles utilisés, apparait souvent aux alentours de 500 micromètres, menant à d’importantes incertitudes sur les propriétés de la poussière, notamment sur la masse de poussière. Les excès les moins importants peuvent cependant être expliqués en utilisant une autre composition pour la poussière, avec des grains plus émissifs. Traceur idéal de l’état d’évolution chimique d’une galaxie, le G/D est en fait bien plus grand que ce que l’on pourrait attendre si l’on considère un modèle simple d’évolution chimique. Interprétée avec des modèles d’évolution chimique plus complexes, incorporant des processus de croissance des grains et/ou une formation d’étoiles épisodique, la relation entre le G/D et la métallicité, ainsi que sa dispersion, peuvent être expliquées par la grande variété d’environnements que nous considérons dans notre étude. / As galaxies evolve, their Interstellar Medium (ISM) becomes continually enriched with metals, and this metal enrichment influences the subsequent star formation. Low metallicity dwarf galaxies of the local Universe are ideal candidates to study the influence of metal enrichment on the ISM properties of galaxies and gives us insight into the enrichment process and star formation under ISM conditions that may provide clues to conditions in early universe metal-poor systems. Previous studies have shown that the ISM of dwarf galaxies poses a number of interesting puzzles in terms of the abundance of dust grains, the dust composition and even the FIR emission processes. However these studies were limited to the warmer dust emitting at wavelengths shorter than 200 microns and were done only on a small number of dwarf galaxies. Thanks to its increased sensitivity and resolution in FIR and submillimeter (submm) wavelengths, Herschel gives us a new view on the cold dust properties in galaxies and enables us to study the lowest metallicity galaxies in a systematic way. In this work, I carry out a study of the dust properties in dwarf galaxies and compare with more metal rich environments, in order to address the question of the impact of metallicity on the dust properties. The novelty of this work lays in the fact that dwarf galaxies are studied here in a systematic way, enabling us to derive and quantify the general properties that are representative of these systems. This study is conducted over the full IR-to-submm range, using new FIR/submm Herschel observations, Spitzer, WISE, IRAS and 2MASS data. We complete this set of data with longer submm measurements from ground-based facilities such as APEX and JCMT to study the presence and characteristics of the submm excess in my sample of galaxies. I also collect Hi and CO data to access the gas properties of the galaxies and study the evolution of the G/D with metallicity. Our study reveal different dust properties in low-metallicity environments than that observed in more metal-richs systems (e.g., an overall warmer dust component). An excess submm emission is often apparent near and/or beyond 500 microns rendering large uncertainties in the dust properties, even for something as fundamental as dust masses. Some of the smallest excesses can be explained by using another dust composition with more emissive grains. Ideal tracer of the chemical evolutionary stage of a galaxy, the gas-to-dust mass ratios (G/D) is found to be much higher than what is expected by simple chemical evolution models. Interpreted with more sophisticated chemical evolution models, including dust growth in the ISM and/or episodic star formation, the relation of the G/D with metallicity and its scatter can be explained by the wide variety of environments we are considering.

Cette thèse a pour but de faire le lien entre l’évolution des galaxies, leur morphologie et les processus physiques internes, notamment la formation stellaire comme le résultat du milieu interstellaire turbulent et multiphase, en utilisant les simulations cosmologiques zoom-in, les simulations des galaxies isolées et en interaction, et le modèle analytique de la formation stellaire. Dans le chapitre 1, j’explique la motivation pour cette thèse et je passe brièvement en revue le contexte nécessaire lié à la formation des galaxies et la modélisation en utilisant les simulations numériques. Tout d’abord, j’explore l’évolution de la morphologie des galaxies du type de la Voie Lactée dans la série des simulations cosmologiques zoom-in à travers l’analyse des barres. J’analyse l’évolution de la fraction des barres avec le redshift, sa dépendance en fonction de la masse stellaire et l’histoire d’accrétion de galaxies individuelles. Je montre en particulier, que la fraction de barres décroit avec le redshift croissant, en accord avec les observations. Ce travail montre également que les résultats obtenus suggèrent que l’époque de la formation des barres correspond à la transition entre une phase précoce “violente” de la formation de galaxies spirales à z > 1, pendant laquelle elles sont souvent perturbées par les fusions avec les galaxies de masse comparable ou par multiple fusions avec les galaxies de petite masse, mais aussi les instabilités violentes de disque, et une phase "séculaire" tardive à z < 1, quand la morphologie finale est généralement stabilisée vers une structure dominée par le disque. Cette analyse est présentée dans le chapitre 2. Étant donné que ces simulations cosmologiques forment trop d'étoiles trop tôt par rapport aux populations de galaxies observées, je me concentre dans le chapitre 3 sur la formation stellaire dans un échantillon de simulation de galaxies en isolation, à bas redshift, et à résolution du parsec et sous-parsec. J'étudie l'origine physique de leurs relations de formation stellaire avec les cassures, et montre que le seuil de densité surfacique pour une formation stellaire efficace peut être lié à la densité caractéristique d'apparition de turbulence supersonique. Ce résultat s'applique aussi bien aux galaxies qui fusionnent, dans lesquelles l'augmentation de la turbulence compressive déclenchée par les marées compressives les conduit au régime de sursaut de formation d'étoiles. Un modèle analytique idéalisé de formation stellaire liant la densité surfacique de gaz au taux de formation stellaire comme une fonction de la présence de turbulence supersonique et la structure associée du milieu interstellaire est ensuite présenté dans le chapitre 4. Ce modèle prédit une cassure à basse densité de surface qui est suivie par un régime de loi de puissance à haute densité dans différents systèmes en accord avec les relations de formation stellaire des galaxies observées et simulées. La dernière partie de cette thèse est dédiée à la technique alternative de zoom-in cosmologique (Martig et al. 2009) et son implémentation dans le code à raffinement de maillage adaptatif RAMSES. Dans le chapitre 5, je présente les caractéristiques de base de cette technique aussi bien que certains de nos tout premiers résultats dans le contexte de l'accrétion cosmologique diffuse. / This thesis aims at making the link between galaxy evolution, morphology and internal physical processes, namely star formation as the outcome of the turbulent multiphase interstellar medium, using the cosmological zoom-in simulations, simulations of isolated and merging galaxies, and the analytic model of star formation. In Chapter 1, I explain the motivation for this thesis and briefly review the necessary background related to galaxy formation and modeling with the use of numerical simulations. I first explore the evolution of the morphology of Milky-Way-mass galaxies in a suite of zoom-in cosmological simulations through the analysis of bars. I analyze the evolution of the fraction of bars with redshift, its dependence on the stellar mass and accretion history of individual galaxies. I show in particular, that the fraction of bars declines with increasing redshift, in agreement with the observations. This work also shows that the obtained results suggest that the bar formation epoch corresponds to the transition between an early "violent" phase of spiral galaxies formation at z > 1, during which they are often disturbed by major mergers or multiple minor mergers as well as violent disk instabilities, and a late "secular" phase at z < 1, when the final morphology is generally stabilized to a disk-dominated structure. This analysis is presented in Chapter 2. Because such cosmological simulations form too many stars too early compared to observed galaxy populations, I shift the focus in Chapter 3 to star formation in a sample of low-redshift galaxy simulations in isolation at parsec and sub-parsec resolution. I study the physical origin of their star formation relations and breaks and show that the surface density threshold for efficient star formation can be related to the typical density for the onset of supersonic turbulence. This result holds in merging galaxies as well, where increased compressive turbulence triggered by compressive tides during the interaction drives the merger to the regime of starbursts. An idealized analytic model for star formation relating the surface density of gas and star formation rate as a function of the presence of supersonic turbulence and the associated structure of the ISM is then presented in Chapter 4. This model predicts a break at low surface densities that is followed by a power-law regime at high densities in different systems in agreement with star formation relations of observed and simulated galaxies. The last part of this thesis is dedicated to the alternative cosmological zoom-in technique Martig et al. 2009 and its implementation in the Adaptive Mesh Refinement code RAMSES. In Chapter 5, I will present the basic features of this technique as well as some of our very first results in the context of smooth cosmological accretion.

Au cours des dernières décennies, l’astronomie infrarouge a changé notre point de vue au sujet de l’évolution des galaxies, en particulier à de grandes distances. Nous avons accès à une grande variété d’informations physiques grâce au domaine spectral infrarouge. Toutefois, les limites de diffraction des instruments infrarouges et l’existence d’un grand nombre de sources font de l’identification individuelle des galaxies une tâché difficile. La première partie de cette thèse est consacrée à Résoudre le fond extragalactique infrarouge avec l’observatoire spatial Herschel, à, l’aide de simulations réalistes, correspondant aux images les plus profondes jusqu’ici obtenues en infrarouge lointain. Nous avons étudié l’origine du bruit de confusion dans les images GOODS-Herschel et résolu une partie de fond cosmique infrarouge en galaxies individuelles. De nouvelles techniques ont été développées pour prédire les flux en infrarouge lointain à partir de la connaissance préalable des positions, décalages spectraux et densités de flux des sources dans l’infrarouge moyen. Les images simulées ont été construites en utilisant les flux prédits afin d’évaluer le rôle du bruit local de confusion et d’identifier des sources individuelles. La deuxième partie de la thèse concerne l’étude de la Destruction de grains de poussières par des jets vus en radio. Nous avons étudié les effets des noyaux actifs de galaxies dans le milieu interstellaire, en particulier le mécanisme qui donne lieu à la région des raies étroites dans les galaxies de type Seyfert. Des spectres en infrarouge proche à fente longue a ont été enregistrés sur un ensemble de galaxies Seyfert de type 2 afin de mesurer les raies d’émission de ([Fe II], [P II] et Paβ) qui révèlent la destruction de poussières par les ondes de choc produites par les jets radio. Nous avons constaté que le mécanisme dominant l’ionisation près du noyau des galaxies Seyfert est le champ de rayonnement produit par l’activité du trou noir. Dans la partie extérieure de la région des raies étroites, des ondes de choc induites par des jets de radio contribuent également au budget énergétique du milieu interstellaire et à la destruction des grains de poussière. Cette thèse s’est déroulée en co-encadrement au Service d’Astrophysique du CEA-Saclay et au Département d’Astronomie de l’Université de Concepción, au Chili. / During the last decades, infrared astronomy has changed our view about the evolution of galaxies, especially at large distances. We have access to large variety of physical information in the infrared bands. However, diffraction limits of the infrared instruments and the existence of a large number of sources makes individualization of galaxies a difficult task. The first part of this thesis is entitled Resolving the Cosmic Infrared Background with the Herschel Space Observatory where, by the use of far-infrared realistic simulations of the deepest infrared images of the Universe, we have studied the origin of the confusion noise in the GOODS-Herschel images and resolved a substantive part of the Cosmic Infrared Background into individual galaxies. New techniques were developed to predict the fluxes in the far-infrared from prior knowledge in the mid-infrared. Mock images were built using those predicted fluxes to evaluate the role of local confusion noise and identify individual sources. The second part of the thesis concerns the study of the Destruction of dust grains by radio jets. We study the effects of active galactic nuclei in the insterstellar medium, in particular in the mechanism that gives rise to the narrow-line region in Seyfert galaxies. Long-slit near-Infrared spectra of a set of type-2 Seyfert galaxies were taken to measure diagnostic emission lines ([Fe II], [P II] and Paβ) that reveal the destruction of dust grains due to the shock waves produced by the radio jets. We found that the dominant mechanism of ionization close to the nuclei of the Seyfert galaxies is the radiation field produced by the back hole activity. In the outer part of the narrow-line region, shock waves induced by the radio jets also contribute to the energy budget of the interstellar medium and sputter the dust grains. This was a co-advising thesis performed in the Service d’Astrophysique CEA-Saclay and the Astronomy Department of the University of Concepción, Chile. / Durante las últimas décadas, la astronomía infrarroja ha cambiado nuestra visión sobre la evolución de galaxias, en especial revelando que a grandes distancias (z >1) las galaxias individuales son típicamente Galaxias Infrarrojas Ultraluminosas (cuyas siglas en inglés son ULIRGs por Ultraluminous Infrared Galaxies, 1012 < Lbol < 1013 L⊙). Actualmente tenemos acceso a una gran variedad de información física basada en la emisión en bandas espectrales infrarrojas (IR), radiación que en el caso de las galaxias es producida en su mayoría por granos de polvo. Sin embargo, el límite de difracción de los instrumentos infrarrojos junto con el gran número de fuentes de emisión hace de la individualización de galaxias una tarea difícil. La primera parte de esta tesis se titula Resolviendo el Fondo Cósmico Infrarrojo con el Observatorio Espacial Herschel donde, con el uso de simulaciones realistas de las imágenes más profundas del Universo, hemos estudiado el origen del ruido de confusión en las imágenes GOODS-Herschel y resuelto en galaxias individuales una parte sustantiva del Fondo Cósmico Infrarrojo. Nuevas técnicas fueron desarrolladas para predecir los flujos en el infrarrojo lejano a partir del conocimiento a priori en el infrarrojo medio. Las imágenes simuladas fueron construidas usando esos flujos predichos y con ellos evaluar el rol del ruido de confusión local así como identificar fuentes individuales. La segunda parte de la tesis trata del estudio sobre la Destrucción de granos de polvo por chorros en ondas de radio. Este proyecto que se concentró en la observación de galaxias Seyfert y ULIRGS y apunta a entender mejor el ciclo de vida del polvo al estudiar la destrucción de granos en galaxias con nucleos activos y los efectos de la actividad de estas últimas en el medio interestelar, en particular en el mecanismo que da origen a la región de líneas de emisión angostas en las galaxias Seyfert. Se obtuvo espectros infrarrojos de rendija larga de galaxias Seyfert del tipo 2 para medir líneas de emisión ([Fe II], [P II] y Paβ) las cuales revelan la destrucción de granos de polvo debido a las perturbaciones de las ondas de choque producidas por chorros detectados en ondas de radio. Hemos encontrado que el mecanismo dominante de la ionización cerca de los núcleos de las galaxias Seyfers es el campo de radiación producido por la actividad del agujero negro central. En la parte externa de la región de líneas de angostas, las ondas de choque inducidas por los chorros en radio también contribuyen al balance energético del medio interestelar y desintegran los granos de polvo. Esta fue una tesis de co-tutela llevada a cabo en el Departamento de Astronomía de la Universidad de Concepción y en el Service d’Astrophysique del Commissariat á l’Énergie Atomique (CEA), Francia