Une fraction non négligeable de l'histoire de la formation stellaire a lieu dans des environnements très affectés par la poussière. Il est donc naturel de se demander si on arrive à bien contraindre cette activité de formation d'étoiles. En effet, une part importante de cette activité pourrait être manquée due à la présence de poussière. C'est dans ce contexte que s'inscrit le travail que je vais présenter.Dans la première partie de ma thèse, j'ai eu pour but de déterminer la fraction de galaxies lumineuses formant des étoiles à haut redshift (i.e. 1.5<z<3) sélectionnées à partir des observations MIPS-24μm du champs COSMOS manquées par les critères UV/optique que je détaille ci-après. J'ai appliqué à mon échantillon de galaxies les critères BzK et BM/BX, ainsi que la sélection des «IRAC peakers» et celle des sources optiquement faibles mais brillantes en IR (OFIR, de l'anglais «Optically Faint IR-bright sources»). J'ai ensuite quantifié la contribution de ces différentes sous-populations à la fonction de luminosité à 8μm au repos ainsi qu'à la densité de taux de formation d'étoiles à z~2. Les résultats obtenus soulignent le danger d'utiliser des sélections couleurs de ce type lorsque l'on cherche à quantifier la formation stellaire enfouie dans la poussière. En effet, si le critère BzK offre une identification quasi-complète (~90%) de l'échantillon 24μm, il n'en est pas de même des autres critères. Par exemple, la sélection BM/BX manque 50% des sources considérées et celle des «IRAC peakers» ne sélectionne que 64% de l'échantillon d'étude. Il faut par conséquent être prudent lorsqu'on décide d'utiliser de telles méthodes de sélection qui entraînent nécessairement des extrapolations incertaines, pouvant ainsi fausser notre compréhension de la contribution des galaxies fortement affectées par l'extinction.Dans une seconde partie, je cherche à comprendre la nature composite des sources OFIR les plus brillantes. Cette démarche vise à apporter une compréhension supplémentaire à la connexion AGN/galaxie à flambée de formation stellaire. En se basant sur les données PACS à 100 et 160 μm du satellite herschel, je peux mieux contraindre les distributions spectrales d'énergie de mes sources. Je souhaite déterminer la fraction de la luminosité de ces sources due à la présence d'un AGN ou à la forte activité de formation stellaire dans le but de mieux comprendre le lien entre ces deux phénomènes. Ces sources OFIR brillantes (F_24μm> 1mJy) présentent des couleurs 100/24 et 160/24 plus faibles que les autres sources du champ COSMOS et leur luminosité semble donc provenir majoritairement d'un AGN. Les avancées technologiques et l'exploration des longueurs d'ondes en infra-rouge lointain et en submillimétrique, avec notamment Herschel, SCUBA-2, Alma, JWST, permettront de mieux comprendre la connexion AGN/ flambée de formation stellaire au sein des galaxies jusqu'à des hauts redshifts. / A non-negligible fraction of the star formation across cosmic time occurred within dust-enshrouded environment. One question of the main interest is then do we really know the exact amount of star formation activity. Indeed, this amount could be strongly biased by the effect of dust extinction.This features the context of the work I will discuss here.First of all, I focused my work on determining the number of luminous star-forming galaxies at 1.5<z<3 that are potentially missed by traditional UV/optical selections. I based my work on 24μm sources brighter than 80μJy in the COSMOS field. I applied to this mid-IR selected sample the BzK and BM/BX criteria, as well as the selections of the "IRAC Peakers" and the "Optically Faint-IR bright" galaxies (OFIR). I also quantified the contribution of these sub-populations to the IR luminosity and cosmic star formation density at z~2. I found that the BzK criterion offers an almost complete (~90%) identification of the 24μm sources at 1.4<z<2.5. In contrast, the BM/BX criterion misses 50% of the MIPS sources and the "IRAC Peakers" one only selects 64% of my sample. Color selections of distant star-forming galaxies must be indeed used with a lot of caution given the substantial bias they can suffer. In particular, the effect of dust extinction strongly affects the completeness of identifications at the bright end of the bolometric luminosity function, which could lead to large and uncertain extrapolations in order to account for the contribution of dusty galaxies missed by these selections.In a second time, I was interested in the composite nature of ultra-luminous infra-red galaxies presenting extreme optical/mid-IR colors at z∼2. I here try to better understand the Starburst/AGN connection in the brightest sources of my OFIR sample. Using PACS 100 and 160 μm from the Herschel Telescope, I have better constraints on the spectral energy distributions of the sources. The goal here is to determine the fraction of the IR luminosity due to the AGN and the fraction due to a strong star-forming activity. Theses really bright (F_24μm> 1mJy) OFIR sources present fainter 100/24 and 160/24 colors than the rest of the 24μm-selected sources. Their luminosity might then come from a strong AGN activity. The forthcoming facilities that will operate at long wavelengths (e.g., JWST, AKMA, SCUBA-2, etc.) will allow a better understanding of the link between the AGN activity and the star-forming one, up to high redshifts.

It is evident that the origin of EGRB is not well established. In this thesis I examine the unresolved discrete origin of EGRB. The contribution from normal galaxies, starburst galaxies and AGNs to the EGRB is examined. The second chapter includes the methodology used to find the contributions from different source classes. In the third chapter the contribution from normal and starburst galaxies is discussed. A methodology is developed to derive the contribution from normal and starburst galaxies to the EGRB considering all the major γ-ray production processes in these galaxies. The calculations in this thesis consider the detailed γ-ray measurements of our galaxy(Hunter etal.1997) to derive suitable scaling relations to extend the analysis beyond the Milky Way. It is assumed that all normal and starburst galaxies also have similar γ-ray spectra. A relationship is derived between the γ-ray luminosity and SFR of a normal galaxy. Infrared luminosity of a normal galaxy is used as a tracer of SFR of that galaxy (Kewley et al.2002). For starburst galaxies, the contribution depends on the relative ratio(β)of cosmic-ray enhancement per SFR w.r.t the Milky Way. To find the proportionality constants between cosmic-ray production rate and SFR of starburst galaxies, M82 has been taken as a standard. Contribution from FSRQs and BL Lacs to the EGRB is discussed in the fourth chapter. FSRQs and BL Lacs are considered as separate source classes, and their luminosity functions are constructed separately from the recent identifications of EGRET sources(Sowards-Emmerd,Romani&Michelson2003 and Sowards-Emmerd et al.2004) which almost doubled the blazers count than that used by Chiang & Mukher-jee(1998). Radio-loud AGNs with all possible jet to line-of-sight angle (SSRQs, FR IIs, FR Is) are termed here off-axis AGNs. It is considered that SSRQs and FSRQs and FR IIs are from one parent population, BL Lacs and FR Is are from another parent population. The scenario considered includes an AGN jet which slows down as it moves away from the central source. The contributions from these AGNs (relative to the FSRQs and BL Lacs contribution) are discussed in chapter five. Chapter six briefly summarised the findings from the thesis.

Hinge clumps are luminous knots of star formation near the base of tidal features in some interacting galaxies. We use archival Hubble Space Telescope (HST) UV/optical/IR images and Chandra X-ray maps along with Galaxy Evolution Explorer UV Spitzer IR, and ground-based optical/near-IR images to investigate the star forming properties in a sample of 12 hinge clumps in five interacting galaxies. The most extreme of these hinge clumps have star formation rates of 1-9 M yr-1, comparable to or larger than the "overlap" region of intense star formation between the two disks of the colliding galaxy system the Antennae. In the HST images, we have found remarkably large and luminous sources at the centers of these hinge clumps. These objects are much larger and more luminous than typical "super star clusters" in interacting galaxies, and are sometimes embedded in a linear ridge of fainter star clusters, consistent with star formation along a narrow caustic. These central sources have FWHM diameters of 70 pc, compared to 3 pc in "ordinary" super star clusters. Their absolute I magnitudes range from MI -12.2 to -16.5; thus, if they are individual star clusters they would lie near the top of the "super star cluster" luminosity function of star clusters. These sources may not be individual star clusters, but instead may be tightly packed groups of clusters that are blended together in the HST images. Comparison to population synthesis modeling indicates that the hinge clumps contain a range of stellar ages. This is consistent with expectations based on models of galaxy interactions, which suggest that star formation may be prolonged in these regions. In the Chandra images, we have found strong X-ray emission from several of these hinge clumps. In most cases, this emission is well-resolved with Chandra and has a thermal X-ray spectrum, thus it is likely due to hot gas associated with the star formation. The ratio of the extinction-corrected diffuse X-ray luminosity to the mechanical energy rate (the X-ray production efficiency) for the hinge clumps is similar to that in the Antennae galaxies, but higher than those for regions in the normal spiral galaxy NGC 2403. Two of the hinge clumps have point-like X-ray emission much brighter than expected for hot gas; these sources are likely "ultra-luminous X-ray sources" due to accretion disks around black holes. The most extreme of these sources, in Arp 240, has a hard X-ray spectrum and an absorbed X-ray luminosity of 2 × 1041 erg s-1; this is above the luminosity expected by single high mass X-ray binaries (HMXBs), thus it may be either a collection of HMXBs or an intermediate mass black hole (≥80 M ).

In this thesis we present cloud-scale ALMA observations of two local mergers, NGC 3256 and NGC 4038/9 (the "Antennae"), in CO J=2-1. Through a pixel-based analysis of NGC 3256 we measure molecular-gas properties and compare to nearby spiral galaxies from the PHANGS-ALMA survey. NGC 3256 exhibits high mass surface densities, velocity dispersions, peak brightness temperatures, virial parameters, and internal turbulent pressures. High surface densities are expected to accompany its high star-formation rate, and high brightness temperatures may indicate warmer gas, heated by the vigorous star formation. Large virial parameters and internal pressures imply the molecular gas is not bound by self-gravity, but we explore how material external to clouds could alter this. We argue the molecular gas in NGC 3256 is smoother than in nearby spiral galaxies down to 55 pc. We also perform a cloud analysis of our NGC 3256 observations, identifying 185 clouds, and find similar results to the pixel analysis. We calculate additional cloud properties including eccentricity, CO luminosity, CO-estimated mass, virial mass, size-linewidth coefficient, and free-fall time. Properties in NGC 3256 are extreme compared to clouds from PHANGS-ALMA, including slightly larger clouds and shorter free-fall times. Cloud eccentricities in NGC 3256 are similar to those in PHANGS-ALMA galaxies, possibly indicating similar average cloud dynamical states. The shape of the cloud mass function in NGC 3256 is similar to many PHANGS-ALMA galaxies. Finally, we analyse our NGC 4038/9 observations using the same pixel methods as used in NGC 3256. NGC 4038/9 also harbours extreme molecular-gas properties and potentially smoother emission compared to spiral galaxies, but not as extreme as NGC 3256. We find the most-massive spiral galaxies have central molecular-gas properties similar to the mergers. Virial parameters in NGC 4038/9 are similar to many spiral galaxies, making it quite different from NGC 3256, potentially due to their different merger stages. Comparison of the overlap region of NGC 4038/9 in CO (2-1) to CO (3-2) shows general agreement. / Thesis / Doctor of Philosophy (PhD)

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Les fusions sont un évènement essentiel dans la formation des grandes structures de l’Univers; elles jouent un rôle important dans l’histoire de formation et l’évolution des galaxies. Outre une transformation morphologique, les fusions induisent d’importants sursauts de formation d’étoiles. Ces sursauts sont caractérisés par des Efficacités de Formation Stellaire (EFS) et des Taux de Formation Stellaire Spécifiques (TFSS), i.e., respectivement, des Taux de Formation Stellaire (TFS) par unité de masse gazeuse et des TFS par unité de masse stellaire, plus élevés que ceux des galaxies spirales. A toutes les époques cosmiques, les galaxies à sursaut de formation d’étoiles sont des systèmes particuliers, en dehors de la séquence définie par les galaxies spirales. Nous explorons l’origine du mode de formation stellaire par sursaut, à travers trois systèmes in interaction: Arp 245, Arp 105 et NGC 7252. Nous avons combiné des observations JVLA haute résolution de la raie à 21-cm, traçant le gaz Hi diffus, avec des observations GALEX dans l’UV, traçant les jeunes régions de formation d’étoiles. Nous sommes ainsi en mesure de sonder les conditions physiques locales du Milieu InterStellaire (MIS) pour des régions de formation d’étoiles indépendantes, et d’étudier la transformation du gaz atomique en gaz dense dans différents environnements. Le rapport SFR/HI apparaît bien plus élevé dans les régions centrales que dans les régions externes, indiquant une fraction de gaz dense plus élevée (ou une fraction de gaz HI moins élevée) dans les régions centrales. Dans les régions externes des systèmes, i.e., les queues de marées, où le gaz est dans une phase principalement atomique, nous observons des rapports SFR/ HI plus élevés que dans les environnements standards dominés par le HI, i.e., les régions externes des disques de spirales et les galaxies naines. Ainsi, notre analyse révèle que les régions externes de fusions sont caractérisées par des EFS élevées, par comparaison au mode de formation stellaire standard. Observer des fractions de gaz dense élevées dans les systèmes en interaction est en accord avec les prédictions des simulations numériques; ceci résulte d’une augmentation de la turbulence du gaz durant une fusion. La fusion affecte les propriétés de formation stellaire du système probablement à toutes les échelles, depuis les grandes échelles, avec une turbulence augmentant globalement, jusqu’aux petites échelles, avec des modifications possibles de la fonction de masse initiale. A partir d’une simulation numérique haute résolution d’une fusion majeure entre deux galaxies spirales, nous analysons les effets de l’interaction des galaxies sur les propriétés du MIS à l'échelle des amas stellaires. L’accroissement de la turbulence du gaz explique probablement la formation de Super Amas Stellaire dans le système. Notre étude de la relation SFR–HI dans les fusions de galaxies sera complétée par des données HI haute résolution pour d’autres systèmes, et poussée vers des échelles spatiales encore plus petites. / Mergers are known to be essential in the formation of large-scale structures and to have a significant role in the history of galaxy formation and evolution. Besides a morphological transformation, mergers induce important bursts of star formation. These starburst are characterised by high Star Formation Efficiencies (SFEs) and Specific Star Formation Rates, i.e., high Star Formation Rates (SFR) per unit of gas mass and high SFR per unit of stellar mass, respectively, compared to spiral galaxies. At all redshifts, starburst galaxies are outliers of the sequence of star-forming galaxies defined by spiral galaxies. We have investigated the origin of the starburst-mode of star formation, in three local interacting systems: Arp 245, Arp 105 and NGC 7252. We combined high-resolution JVLA observations of the 21-cm line, tracing the HI diffuse gas, with UV GALEX observations, tracing the young star-forming regions. We probe the local physical conditions of the Inter-Stellar Medium (ISM) for independent star-forming regions and explore the atomic-to-dense gas transformation in different environments. The SFR/HI ratio is found to be much higher in central regions, compared to outer regions, showing a higher dense gas fraction (or lower HI gas fraction) in these regions. In the outer regions of the systems, i.e., the tidal tails, where the gas phase is mostly atomic, we find SFR/HI ratios higher than in standard HI-dominated environments, i.e., outer discs of spiral galaxies and dwarf galaxies. Thus, our analysis reveals that the outer regions of mergers are characterised by high SFEs, compared to the standard mode of star formation. The observation of high dense gas fractions in interacting systems is consistent with the predictions of numerical simulations; it results from the increase of the gas turbulence during a merger. The merger is likely to affect the star-forming properties of the system at all spatial scales, from large scales, with a globally enhanced turbulence, to small scales, with possible modifications of the initial mass function. From a high-resolution numerical simulation of the major merger of two spiral galaxies, we analyse the effects of the galaxy interaction on the star forming properties of the ISM at the scale of star clusters. The increase of the gas turbulence is likely able to explain the formation of Super Star Clusters in the system. Our investigation of the SFR-HI relation in galaxy mergers will be complemented by high-resolution HI data for additional systems, and pushed to yet smaller spatial scales.

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.