Le milieu interstellaire (MIS) est constamment transformé par plusieurs mécanismes physiques se produisant à de multiples échelles spatiales. Afin d’étudier ces processus, j’ai développé deux outils basés sur une analyse multi-échelle de l’émission thermique des grains de poussière observée par l’Observatoire spatial Herschel dans le cadre du projet « Herschel infrared Galactic Plane Survey » (Hi-GAL), de l’émission de l’hydrogène neutre à 21 cm (H I) observée par le « Very Large Array Galactic Plane Survey » (VGPS) ainsi que de l’émission du 12CO et du 13CO observée par le « Five College Radio Astronomical Observatory » (FCRAO). Le premier outil d’analyse multi-échelle est destiné à la séparation des fluctuations Gaussiennes et non-Gaussiennes de l’émission thermique de la poussière. Basée sur les propriétés des transformées en ondelettes complexes, cette technique permet de séparer deux comportements statistiquement différents sur une image et d’en analyser le spectre de puissance. Le spectre de puissance du milieu diffus, relié à la partie Gaussienne de l’émission de la poussière, possède une loi de puissance plus pentue et ses fluctuations sont présentes à toutes les échelles spatiales. La partie non-Gaussienne est limitée aux échelles plus petites que ∿ 0:15 arcmin-1 et est corrélée à l’émission moléculaire du 13CO. Nous démontrons aussi que la loi de puissance plus petite de la partie non-Gaussienne ne peut être reproduite par une simple simulation fractale aléatoire. Le second outil, également basé sur les transformées en ondelettes complexes, analyse la cohérence entre la distribution des gros grains de poussière et les composantes gazeuses neutres du MIS. Contrairement à une étude de corrélation classique, l’étude de la cohérence à l’aide d’ondelettes complexes permet de discerner les variations spatiales d’une corrélation entre deux images. Cette première étude à l’aide de cet outil a été réalisée en modélisant l’émission de la poussière par trois composantes distinctes : une carte intégrée de l’émission 12CO, des structures HI vues en auto-absorption et une carte intégrée de l’émission HI . Nous démontrons qu’il est possible d’extraire les composantes de la poussière cohérentes à ces composantes gazeuses et de calculer leurs propriétés individuelles en fonction de la position sur la carte. / The interstellar medium (ISM) is continually transformed by several physical mechanisms that occur at multiple spatial scales. To study those mechanisms, I developed two multiscale analysis tools applied to the thermal dust emission observed by the Herschel Space Observatory for the Herschel infrared Galactic Plane Survey (Hi-GAL), to the emission of neutral hydrogen at 21 cm (H I) observed by the Very Large Array Galactic Plane Survey (VGPS) and to the emission of 12CO and 13CO observed by the Five College Radio Astronomical Observatory (FCRAO). The first multiscale analysis tool is developed to separate Gaussian and non-Gaussian fluctuations of thermal dust emission. Based on properties of complex wavelet transforms, this technique allows us to separate two components with different statistical behaviours in an image to analyse their power spectrum. The power spectrum of the diffuse medium, associated with the Gaussian part of the dust emission, has a steeper power law and presents fluctuations at every spatial scales. The non-Gaussian part is limited to scales smaller than ∿ 0:15 arcmin-1 and is correlated with the 13CO emission. Furthermore, we demonstrate that a random fractal simulation cannot reproduce the flatter power law of the non-Gaussian component observed in the thermal dust emission. The second analysis tool, also based on complex wavelet transforms, analyses the coherence between the dust distribution and neutral gaseous components in the ISM. Contrary to the classical correlation analysis, the coherence analysis using complex wavelets allows us to detect spatial variations of the correlation between two images. The first application of this tool has been realised with a simple three-component model of the thermal dust emission: an integrated map of 12CO emission, HI structures seen in self-absorption, and an integrated map of HI emission. We demonstrate that we can extract coherent dust components with gaseous components and calculate their individual properties as a function of the position in the map.

Lors de cette thèse, je me suis servis du modèle de la Galaxie de Besançon (BGM), modèle développé dans ce laboratoire depuis plusieurs années.Ce modèle, fortement utilisé par la communauté internationale (papier de référence Robin, Reylé et al, 2003, cité plus de 1250 fois), a été choisi comme modèle de référence dans la préparation de la mission spatiale de l’ESA Gaia.Ce modèle est un outil puissant pour étudier notre Galaxie car il permet de simuler statistiquement son contenu en étoiles. Ce contenu dépendant d'hypothèses émies sur la forme et l'histoire de la Voie Lactée.Ici, je me concentre sur une population de la Voie Lactée particulière, le disque épais (un ensemble d'étoiles vieilles qui représente environ 30% des étoiles de notre Voie Lactée).A l'aide du BGM, il est possible d’essayer de mieux comprendre sa forme et son histoire. La méthode utilisée pendant cette thèse est la comparaison d'observations avec les simulations du BGM et d'un ajustement des propriétés du disque épais à l'aide d’une méthode basée sur le principe des chaînes de Markov - Monte Carlo (MCMC). / During my Phd thesis, I have used the Besançon Galaxy's Model (BGM) developed in my laboratory for many years.This model is widely use by astrophysicist around the world (the reference article is Robin, Reylé et al, 2003 and is cited more than 1250 times) and have been chose to be the reference model to prepare ESA's space mission Gaia.The BGM allow us to study our Galaxy by simulating statistically her stellar content. This stellar content is depending of hypothesis for the shape and history of the Milky Way.Here, I focus on the Milky Way's thick disc (old stars representing about 30 % of the total stellar content of the Milky Way).Thanks to the BGM, we can try to understand the shape and history of the thick disc. During this thesis, I've compared observation and simulations made by the BGM and adjusted the thick disc properties by using a Markov chain of Monte Carlo (MCMC).

Cette thèse étudie la cinématique du disque de la galaxie en vue de contraindre les modèles de sa formation. Elle se place dans le cadre du projet RAVE qui a pour but de faire des mesures spectroscopiques de vitesses radiales et de paramètres stellaires d'un million d'étoiles de l'hémisphère céleste Sud. Pour déterminer les caractéristiques cinématiques du disque, deux méthodes ont été utilisées l'inversion directe des comptages d'étoiles en fonction de la distance et de la vitesse et la modélisation cinématique du disque de la galaxie. Pour l'inversion, la distance photométrique des étoiles a été déterminée à partir de leur magnitude apparente, en faisant une sélection en couleur judicieuse. Les mouvements propres ont ensuite été transformés en vitesse. La méthode d'inversion directe a permis d'obtenir une décomposition cinématique du disque qui présente une nette séparation entre le disque mince et le disque épais. Cependant, cette méthode présente un certain nombre de biais. Le modèle cinématique combine les comptages en magnitude obtenus à partir du catalogue 2MASS avec les mesures de mouvements propres du catalogue UCAC2 et de vitesses radiales de RAVE. Ce modèle est un modèle auto-cohérent qui relie la densité d'étoiles aux dispersions de vitesse via le potentiel gravitationnel. La décomposition cinématique du disque galactique obtenu grâce au modèle montre clairement trois composantes : une première composante (disque mince) avec des dispersions de vitesses verticales compris entre 10 et 25 km.s−1, une deuxième (disque épais) avec des dispersions de [30−45] km.s−1 et une troisième (disque épais sousmétallique ou halo) avec une dispersion de 65 km.s−1. Les deux méthodes donnent une décomposition cinématique qui montre la même séparation cinématique entre les disques mince et épais. En conséquence, les scénarios qui envisagent la possibilité d'un disque mince initial qui aurait été « chauffé »par des nuages moléculaires ou par les bras spiraux sont exclus par ces résultats. D'autres mécanismes de formation du disque épais comme l'accrétion progressive d'étoiles venant de galaxies satellites ou le chauffage voire la création d'étoiles au moment de la rencontre entre une galaxie satellite importante et notre galaxie restent possibles.

L'atténuation de la lumière par la poussière interstellaire limite la vue que nous avons sur notre propre Galaxie, la Voie Lactée. Cette thèse porte sur la cartographie de l'extinction interstellaire en trois dimensions, et l'utilisation des cartes résultantes pour contraindre la structure de la Galaxie. La méthode pour déterminer l'extinction en trois dimensions utilise la différence de couleur entre les étoiles observées et les étoiles issues du modèle de synthèse de populations d'étoiles, développé à Besançon. Cette méthode a été appliquée à des dizaines de milliers de lignes de visée pour créer une carte tridimensionnelle de la distribution de poussière dans la Voie Lactée. Cette carte a d'abord été utilisée pour déduire les paramètres du disque de poussière Galactique tels que son échelle de hauteur et son gauchissement. Aussi, une barre de poussière a été détectée au centre Galactique. Les distances de nuages denses ainsi que leurs masses peuvent être estimées à partir de la distribution de l'extinction vers ces derniers. Ceci a été fait pour des centaines d'IRDCs, les endroits encore mal connus de la formation d'étoiles massives. Finalement, une carte tridimensionnelle de l'émission de la poussière a été créée. Les régions où modèle et observations ne sont pas en accord nous fournissent des informations sur les propriétés des grains de poussière dans ces régions.

Nous étudions la migration radiale des étoiles, et testons son impact sur l’évolution chimique de la Voie Lactée. Pour cela nous utilisons une simulation N-corps+SPH (Gadget-3) de galaxie fortement barrée, afin d’étudier la migration radiale induite par la barre. Nous examinons un nouveau mécanisme de migration radiale: une fraction des étoiles piégées à la corotation de la barre, se déplacent avec le rayon de corotation lorsque celui-ci va vers l’extérieur (quand la vitesse de rotation de la barre diminue, du fait de son évolution séculaire). Nous montrons que ce mécanisme affecte principalement les régions externes du disque, à condition que la corotation atteigne ces régions. Nous montrons également que ce mécanisme n’a pas d’effets dans la Voie Lactée, car les estimations observationnelles des caractéristiques de la barre, indiquent que la corotation est loin des zones externes. Nous analysons également la migration radiale dans cette simulation, afin de construire un modèle empirique de diffusion stellaire dans le disque, et nous incluons ce modèle dans un code semi-analytique d’évolution chimique de galaxie. Nous testons la validité de cette approche en vérifiant que les galaxies simulées N-corps+SPH et semi-analytique ont des propriétés morphologiques et chimiques similaires. Nous appliquons ensuite notre modèle à la Voie Lactée, en adaptant les paramètres du modèle. Puis, nous comparons les résultats obtenus avec un grand nombre d’observations concernant le voisinage solaire (relation âge-métallicité, distribution de métallicité, relation a/Fe vs Fe/H et la bimodalité disque mince - disque épais) , et les gradients radiaux d’abondance. / We study the radial migration of stars, and test its impact on the chemical evolution of the Milky Way. For this we use a simulation-body + SPH (Gadget-3) strongly barred galaxy to study the radial migration induced by the bar. We examine a new mechanism of radial migration: a fraction of stars trapped at corotation with the bar, move with the corotation radius when it goes outwards (when the rotational speed of the bar decreases, because of its secular evolution). We show that this mechanism affects mainly the outer regions of the disc, provided that the corotation reaches these regions. We also show that the mechanism has no effects in the Milky Way, as the observational estimates of the characteristics of the bar indicates that the corotation is not in the outer regions. We also analyze the radial migration in this simulation to construct an empirical model of diffusion in the stellar disk, and we include this model in a semi-analytic code of chemical evolution of galaxy. We test the validity of this approach by ensuring that the galaxies simulated with N-body + SPH and semi-analytic have similar morphological and chemical properties. We then apply our model to the Milky Way, by adapting the model parameters. Then, we compare the results obtained with a large number of observations on the solar neighborhood (age-metallicity relation, metallicity distribution, relationship O/Fe vs. Fe/H and bimodality thin disk - thick disk), and radial gradients of abundances.

Les étoiles vivent et meurent en rejetant de la matière dans le milieu interstellaire (MIS) et elles naissent à l’intérieur de celui-ci. Nous avons analysé la composante d’hydrogène neutre du MIS. Nos données proviennent de la partie canadienne de l’International Galactic Plane Survey qui vise l’imagerie spectroscopique de l’hydrogène neutre du plan de notre galaxie. Nous avons utilisé deux outils mathématiques d’analyse d’images: la technique d’Espaces Métriques (TEM) et la méthode des Maxima du Module de la Transformée en Ondelettes (MMTO). La TEM est un formalisme mathématique d’analyse d’images qui permet de comparer quantitativement la complexité des objets étudiés. Nous avons amélioreré l’outil aux niveaux mathématique et technique avant de l’utiliser pour caractériser la complexité de 28 régions d’hydrogéne neutre. Aprés avoir classé les 28 objets, nous avons trouvé des corrélations entre ce classement et les propriétés physiques des objets sous-jacents, dont: (1) Plus le flux des photons UV est élevé, plus la région de H i photodissociée est complexe; et (2) la complexité des régions H i augmente avec l’ˆage des restes de supernovae auxquels elles sont associées. La méthode MMTO est un formalisme multifractal basé sur la transformée en ondelettes. Nos résultats obtenus à partir de cette méthode concernent les propriétés multifractales et anisotropes de l’hydrogène neutre dans notre galaxie. Les nuages terrestres exhibent des propriétés multifractales. Nous avons démontré que l’hydrogène neutre du disque de notre galaxie est monofractal. En analysant séparément les bras spiraux et les milieux inter-bras, nous avons découvert une signature anisotrope et que les structures horizontales sont plus complexes que les structures verticales. Cette anisotropie est indépendante de l’échelle pour les inter-bras tandis qu’elle est dépendante de l’échelle pour les bras spiraux. Les hypothèses investiguées pour obtenir une explication physique sont: le gradient de distribution en z (“scale-height gradient”), l’onde de densité, l’activité de formation d’étoiles, la photo-lévitation de nuages poussiéreux, les mouvements aléatoires de nuages H i, la corrugation et la turbulence. / Stars live and die by rejecting matter in the interstellar medium (ISM), where they were born. We have analyzed the neutral hydrogen component of the ISM. The data come from the Canadian portion of the International Galactic Plane Survey which aims the spectroscopic imaging of the neutral hydrogen from our Galaxy. We have used two mathematical image analysis tools: Metric Space Technique (MST) and the Wavelet Transform Modulus Maxima (WTMM) method. The MST is an image analysis mathematical formalism that allows one to quantitatively compare the complexity of the studied objects. We have improved the tool mathematically and technically before using it to characterize the complexity of 28 neutral hydrogen regions. After classifying the 28 objects, we have found some correlations between this ranking and the physical properties of the underlying objects, for example: (1) The complexity of the photodissociated neutral hydrogen regions increases with the flux of UV photons; and (2) the complexity of neutral hydrogen regions increases with the age of the supernovae remnants to which they are associated. The WTMM method is a multifractal formalism based on the wavelet transform. The results we obtain from this method concern the multifractal and anisotropic properties of neutral hydrogen in our Galaxy. Earth clouds exhibit multifractal properties. We have shown that the neutral hydrogen from our galactic disk is monofractal. By analyzing separately spiral arms and the inter-arm regions, we have discovered an anisotropic signature and that the horizontal structures and more complex than the vertical structures. This anisotropy is independent of scale for the inter-arms while it is depedent of scale for the spiral arms. The investigated hypotheses to obtain some physical explanations are: the scale-height gradient, the density wave, star formation activity, photo-levitation of dusty clouds, random motions of neutral hydrogen clouds, corrugation and turbulence.

Cette thèse se base sur des comparaisons du modèle de Besançon de la Galaxie avec des comptages d'étoiles en infrarouge proche. Nous avons premièrement ajusté 11 paramètres de densité du disque mince et du bulbe externe avec les observations DENIS, et montré que le bulbe externe est allongé et orienté d'environ 10° avec la direction du Soleil, et que le disque possède un trou central d'environ 2 kpc de rayon. Nous avons ensuite montré grâce aux données CAIN l'existence à l<27° d'une surdensité stellaire confinée près du plan qui pourrait correspondre à une barre.

Cette thèse utilise le relevé de donné du Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System 1 Survey pour trouver de nouveaux satellites du Groupe Local: les galaxies naines et les amas globulaires. Le relevé est important pour résoudre les tensions entre les observations et les modèles. Premièrement, un algorithme de détection est développé, découvrant cinq nouveaux satellites. Bien que cinq découvertes soient faites, le nombre de découvertes est inférieur à ce qu’on s’attendrait, en présumant une distribution isotrope de galaxies naines. Ce résultat mène au deuxième objectif de la these: quantifier les limites de détections du relevé PS1. Les cartes d’efficacité de détection du ciel complet peuvent être utilisées pour quantifier la distribution (an)isotrope des galaxies satellites de la Voie Lactée. En outre, ces informations peuvent mener a redériver la fonction de luminosité des satellites. / This thesis uses the Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System 1 Survey to find new Local Group satellites such as dwarf galaxies and globular clusters. This survey is instrumental in helping resolve tensions that have become apparent between observation and theories. In a first phase, a search algorithm is developed, discovering five new satellites. Though yielding five discoveries, this number is lower than one would expect, assuming isotropy of the dwarf galaxies. This leads to the second aim of this thesis, namely quantifying the detection limits of the PS1 Survey. The detection efficiency maps over the entire PS1 sky can be used as a stepping–stone towards the quantification of the (an)isotropy of the Milky Way satellites’ distribution. Using this information, the luminosity function of these satellites can be re–derived.

L'étude des différentes populations d'étoiles de la Voie Lactée permet de décrire l'histoire de sa formation et de son évolution. Ainsi, le présent travail de thèse constitue une étape supplémentaire dans notre volonté de mieux comprendre l'origine du disque galactique. La compilation de données chimiques et cinématiques et l'identification des groupes cinématiques nous a permis d'établir un état des lieux de nos connaissances sur les relations entre les abondances chimiques et la cinématique du disque mince et du disque épais. A partir d'échantillons significatifs, nous avons pu confirmer certaines de leurs propriétés déjà observées, de mieux contraindre des points plus controversés et enfin de rapporter de nouveaux faits observationnels. Cependant notre étude n'est basée que sur plusieurs centaines d'étoiles situées dans notre voisinage solaire. C'est pourquoi il a été mis au point TGMETalpha, une méthode automatique, dite de ''distance minimum'', basée sur la comparaison de spectres observés avec une grille de spectres synthétiques, permettant de déterminer les paramètres atmosphériques tels que Teff, logg, [Fe/H] et surtout [alpha/Fe] pour de grands volumes de données spectroscopiques à basse et haute résolutions. TGMETalpha offre ainsi la possibilité de sonder beaucoup plus loin de part et d'autre du plan galactique. Cela a été en partie réalisé grâce au catalogue d'étoiles du SDSS, DR3, qui contient plusieurs milliers d'objets situés loin du plan galactique. Notamment entre 1 et 3 kpc, là où le disque épais est la population dominante. Cela a permis d'étudier les propriétés du disque épais en relation avec une population représentative du halo. Certaines propriétés du disque épais et du halo ont pu être vérifiées et de nouveaux faits observationnels ont été mis en évidence, notamment, l'existence d'un gradient radial négatif, significatif, dans le disque épais, ce qui n'avait jamais été montré auparavant. Cette nouvelle contrainte forte indique que la production des éléments alpha par rapport au fer a été plus efficace dans les régions centrales de la galaxie que dans les régions externes. Ce nouveau fait doit être absolument pris en compte dans les prochains scénarios de formation du disque. De plus la présence de débris de galaxies satellites semble être mise en évidence, à partir de leur vitesse de rotation, de leur métallicité [Fe/H] et de leur rapport [alpha/Fe], dans la population du halo, à |z|> 8 kpc. Pour aller plus loin, TGMETalpha pourrait être utilisé pour analyser un plus grand nombre d'étoiles (par exemple à partir du DR5 mais aussi du survey SEGUE qui est l'extension du SDSS, ou encore du survey RAVE ou Gaia) et ainsi analyser les propriétés du disque épais, du halo mais aussi de nombreux ''moving groups'' comme des reliquats de galaxies satellites.

L'étude de la composition chimique et de la cinématique des étoiles de la Voie Lactée est essentielle afin de comprendre comment les grandes structures de notre Galaxie se sont formées. Les étoiles de faible masse gardent en mémoire dans leur atmosphère la composition chimique du milieu interstellaire dans lequel elles sont nées, et leur cinématique est essentielle afin de caractériser les différentes populations stellaires. Dans cette thèse, nous étudions le disque galactique, composante majeure de notre Galaxie. Dans le cadre de la mission spatiale Gaia, nous avons développé une procédure automatique de mesure d'abondances chimiques, GAUGUIN, utilisée dans le cadre du Gaia-ESO Survey GES (abondances chimiques d'éléments alpha et du pic du fer pour 10000 étoiles) et du projet AMBRE (abondances de lithium pour 7300 étoiles). GAUGUIN va être intégré au pipeline d'analyse des spectres RVS de Gaia. Nous avons étudié l'évolution des dispersions des vitesses dans le disque galactique en fonction du [Mg/Fe], utilisé comme proxy de l'âge. A partir de 6800 étoiles de GES, nous avons détecté la présence d'étoiles du disque épais cinématiquement froides mais avec des valeurs élevées du rapport [Mg/Fe], donc possiblement âgées. Dans le contexte d'un milieu turbulent, nous discutons la présence de ces étoiles dans le cadre des différents modèles de formation du disque galactique. Nous avons également montré que l'abondance du lithium dans le disque montre une croissance avec la métallicité sur le domaine -1<[M/H]<+0 dex et décroît pour les métallicités super-solaires. Enfin, le disque mince et le disque épais seraient caractérisés par des évolutions chimiques différentes en abondance de lithium. / Studying both the chemical composition and kinematics of Milky Way stars is essential to understand how big structures of our Galaxy are formed. Indeed, low-mass stars retain in their photosphere the chemical composition of the interstellar medium is which they were born. Additionally, the kinematics are essential to characterize stellar populations. In this thesis, we focus on the galactic disc, a major component of the Milky Way. In the context of the Gaia mission, we have developed an automatic procedure GAUGUIN, devoted to deriving chemical abundances. We first applied our method to the Gaia-ESO Survey (GES) data to derive alpha and iron-peak chemical abundances for 10000 stars. We then derived lithium abundances for 7300 stars from the AMBRE project. GAUGUIN is well adapted to massive spectroscopic surveys, both in terms of computation time and accuracy. GAUGUIN will be soon integrated into the RVS DPAC analysis pipeline of the Gaia mission. We studied the velocity dispersions in the galactic disc as a function of the [Mg/Fe] ratio, used as an age proxy. Thanks to 6800 GES stars, we detected thick disc stars with cool kinematics and high [Mg/Fe] ratio, so presumably old. In the generally turbulent context of the primitive galactic disc, this thesis places these results in the framework of the different disc formation and evolution scenarios. We also showed that the lithium abundance in the galactic disc increases as a function of the metallicity in the domain -1<[M/H]+0 dex and decreases at super-solar metallicities. Finally, the thin and the thick discs could be characterized by different lithium abundance evolutions.