Les jeunes amas d'étoiles sont sous-structurés et évoluent dynamiquement pour former des amas sphériques à l'équilibre. Je présente une nouvelle méthode pour générer des conditions initiales réalistes pour simuler ce processus: la fragmentation de Hubble-Lemaitre. Je laisse le système développer spontanément des surdensités au cours d'une expansion du système. Le modèle résultant se compare bien aux simulations hydrodynamiques de formation stellaire et aux observations des jeunes amas. Le modèle fragmenté s'effondre de manière plus douce qu'un modèle uniforme. L'injection d'une population d'étoile binaire avant l'effondrement a montré qu'un système sous-structuré détruisait bien plus de binaires qu'un système à l'équilibre. Des binaires particulièrement larges ou serrées, jusqu’à 0.01 AU, ont également été détectées dans ces modèles. Cette méthode est très prometteuse, un exemple d'application est la génération d'observations synthétiques de régions de formation stellaire. / Young star clusters are substructured and undergo a dynamical evolution erasing this substructure to form relaxed spherical clusters. I present a new method to generate realistic initial conditions to perform N-body simulations of this process: the Hubble-Lemaitre fragmentation. By expanding an initially uniform sphere, I allow spontaneous overdensities to grow, creating a realistic model for young clumpy stellar systems. This method is validated by analysing the distribution and content of the clumps and comparing them to hydrodynamical simulations of star formation as well as observations of star forming regions. These systems undergo a softer collapse than uniform ones. I injected binary stars in the fragmented models and found they were heavily processed when substructure was present. I also found extreme short and tight binaries, down to 0.01 AU, to formin the models. The method has a lot of potential, such as the generation of mock observations of star-forming regions.

Comprendre le processus de formation stellaire est un objectif majeur en astronomie. Sur ce sujet les observations ne donnent que très peu d'information, et les modèles numériques sont donc naturellement privilégiés. De tels modèles s'attachent à suivre la dynamique du gaz, sous l'effet de processus physique variés, ce qui nécessite un temps de calcul très important et ne permet pas de modéliser l'évolution au delà de 0.2 Myr environ. Or les résultats observationnels sont essentiellement issus du champ galactique proche, des amas évolués, voire des regions jeunes ou associations d'étoiles, dont l'âge peut varier de 1 Myr à quelques Gyr. Par conséquent, il est nécessaire pour comparer les résultats des modèles aux observations de comprendre ce qu'il se passe durant cet intervalle de temps. La formation stellaire tend à produire des étoiles en groupes, à partir de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire turbulent. A mesure que les étoiles se forment, le gaz est éjecté et l'évolution est dominée par les interactions gravitationnelles. Suivre l'évolution sous l'effet de ces interactions est couramment utilisé afin de contraindre les modèles et de mieux comprendre l'origine des populations stellaires observées. Les étoiles se forment en sous-groupes ou structures hiérarchisées, qui peuvent ensuite fusionner pour donner des amas stellaires proche des amas ouverts, ou au contraire finir en associations distinctes. Dans ma thèse, je me suis intéressé à l'évolution dynamique de petits groupes d'étoiles, jusqu'alors peu étudiés par rapport aux groupes à 1000 ou 10^4 étoiles. J'ai simulé l'évolution de groupes à N < 100, dans le but d'en étudier la dynamique d'un point de vue statistique, grâce notamment au grand nombre de simulations effectuées, et afin d'identifier les signatures observationnelles propres à une situation initiale donnée. A partir d'un grand nombre de configurations initiales (avec N=20, 50, 100, un rayon typique de 0.025 pc à 1 pc) et 500 simulations par configurations, j'ai étudié l'évolution dynamique de groupes composés d'étoiles de même masse ou comprenant un spectre de masse, et sans population de binaire initiale. L'évolution de tels groupes s'est révélée similaire à celle de groupes plus grands, mais avec une phase d'effondrement plus rapide et surtout moins prononcée. Je décris le comportement moyen menant à une lente expansion de l'amas, ainsi qu'une voie d'évolution très différente, apparaissant dans 17% des cas étudiés, où l'amas est complètement dispersé suite à l'éjection d'une binaire centrale serrée. J'ai également recherché dans quelle mesure les données en densité et en vitesse 3D pouvaient permettre d'identifier l'état dynamique initial d'un groupe. L'utilisation de ces seules données suffisait dans certain cas à déterminer la densité initiale, mais elles devraient être complétées par des données concernant la population de binaire. Ce travail pourra être mis en application pour étudier l'origine dynamique d'association ou de groupes stellaires connus. Enfin, j'ai effectué un grand nombre de simulations numériques dans le but de reproduire l'état observé de l'amas eta Chamaeleontis par pure évolution dynamique à partir de conditions initiales standards. Cette association présente des caractéristiques d'amas évolué, telle que son spectre de masse pauvre en objets de faible masse et l'absence de binaires larges. Je montre que ces propriétés ne peuvent pas être reproduites uniquement par la dynamique, et sont donc les traces d'un processus de formation non standard. / Understanding the star formation process is a key issue in astronomy. Since direct observation provide only very limited information, this issue is investigated by models. Such models need to take into account complex physical processes while following the gas dynamics, so that simulations need a lot of time to run and do not follow the star formation process for longer than 0.2 Myr. The best known observational results concerns the field population, evolved open clusters or younger clusters or associations, which are between 1 Myr and a few Gyr old. Therefore in order to compare the results from models to known observations, we need to bridge the gap between the two. Star formation appears to produce groups of stars from the collapse of turbulent molecular clouds. As stars form, the gas is progressively ejected from the cluster, and the evolution is dominated by gravitational interactions. Following the dynamical evolution of a group of star using N-Body codes is a standard way used to constraint the models and understand the origin of the different populations. Star formation may produce sub-structure or small groups that merge to form bigger entities, or end up as loose association. In my thesis I focused on the dynamics of small groups, that have not been investigated as thoroughly as 1000 or 10^4 star groups. I performed N-Body simulations of small stellar groups, with N<100, in order to study their dynamics using a statistical approach, made possible by running a large number of simulations, and to find some observational signatures of given initial conditions. This approach enable to take full account of stochastic effects due to dynamical interactions. Using a large number of initial configurations (with N=20, 50, 100, a typical radius from 0.025 pc to 1 pc) and a sample of 500 simulations per configuration, I looked at equal mass groups as well as groups having a mass spectrum, without any binary initially. Such small groups show similar evolution to bigger groups, but with faster and less pronounced collapse phase. I described the average behaviour of slow expansion of the cluster, and an alternative evolution, occurring with 17% probability, that ended in the complete dissolution of the group due to ejection of a central binary. Searching for a way to identify the initial configuration from observational measure, I looked at the complementarity of density and 3D velocity and was able to show that it could be sufficient in some cases to determine the initial density. Further investigations are needed to take into account the information on the binary population and will be used to investigate the formation of known associations or young regions. Finally, I ran a large number of simulations, aiming at reproducing the observed state of the eta Chamaeleontis from standard initial conditions and pure dynamical evolution. This association properties are consistent with a dynamical evolved cluster, namely low-mass object poor and having only tight binaries. I showed that these properties cannot be reproduced with pure dynamical evolution from standard initial mass function and binary population, meaning that its particular features must have been pristine.

Cette thèse présente un certain nombre de résultats récents à propos de l'évolution des galaxies et la cosmologie, à partir de l'observation d'amas de galaxies en lumière visible. Nous introduisons d'abord les principales propriétés des amas de galaxies (Chapitre 1.1) et la façon dont ces objets permettent de contraindre le modèle cosmologique standard (Chapitre 1.2). Une grande partie des résultats présentés ici ont été obtenus à partir de l'étude du relevé d'amas DAFT/FADA, qui regroupe des amas dans la gamme de décalages spectraux 0.4<z<0.9 (Chapitre 1.3). Cette thèse est séparée en deux parties, chacune traitant d'une observable particulière : la luminosité des galaxies, puis la forme des galaxies. La fonction de luminosité des galaxies, c'est-à-dire la distribution de leur luminosité, permet d'étudier l'évolution des galaxies dans les amas (Chapitre 2.1). Nous avons calculé les fonctions de luminosité pour un sous-échantillon de 25 amas DAFT/FADA, et avons montré que les galaxies faibles bleues, à fort taux de formation stellaire, évoluent en des galaxies rouges passives des hauts décalages spectraux à aujourd'hui. En comparant les fonctions de luminosité des amas à celles du champ, on observe que cette transformation est plus efficace dans les environnements denses. Nous avons également étudié la fraction de baryons dans les groupes et amas de galaxies (Chapitre 2.2). Nous avons remarqué que dans les groupes la fraction massique d'étoiles peut atteindre des valeurs du même ordre de grandeur que celles de la fraction de gaz intra-amas, alors que dans les amas, la fraction stellaire est généralement négligeable devant celle du gaz. En prenant en compte à la fois les étoiles et le gaz, nous avons posé des contraintes sur le paramètre de densité de matière Omega_M. Les galaxies apparaissent déformées par la présence d'objets d'avant-plan qui courbent les trajectoires lumineuses à leur voisinage. Ce signal de lentille gravitationnelle peut être exploité afin de mesurer la distribution de masse des amas d'avant-plan. Les bases du phénomène de lentille gravitationnelle faible et de la mesure du cisaillement sont introduites au Chapitre . Ces techniques sont ensuite appliquées à un sous-échantillon de 16 amas DAFT/FADA présentant des images Subaru/SuprimeCam ou CFHT/MegaCam (Chapitre 3.1). Nous avons estimé la masse de ces amas, et profité de la large dimension angulaire de ces images pour détecter des filaments et des structures autour de ces amas. Cette étude valide observationnellement le scénario de croissance hiérarchique des amas. Finalement, nous avons détecté les pics de cisaillement dans des simulations de type Euclid, et avons utilisé leur statistique en tant que sonde cosmologique, de façon similaire aux comptages d'amas (Chapitre 3.2). Nous avons calculé les contraintes cosmologiques que cette technique pourra apporter avec les données de la mission spatiale Euclid, et avons développé une approche tomographique qui ajoute l'information des décalages spectraux. Une discussion sur les développements envisagés dans les différents domaines traités conclut cette thèse. / This thesis presents some recent results concerning galaxy evolution and cosmology,based on the observation of galaxy clusters at optical wavelengths. We first introduce the main properties of galaxy clusters (Sect. 1.1) and how they can be used for cosmology within the standard cosmological model (Sect. 1.2). A large fraction of the presented results comes from the study of the DAFT/FADA galaxy cluster survey at redshifts 0.4 < z < 0.9 (Sect. 1.3). We divide our study in two parts according to the observable that is considered: galaxy luminosity or galaxy shape. The distribution of galaxy luminosities is called the galaxy luminosity function (GLF), which can be used to probe the evolution of cluster galaxies (Sect. 2.1). Computing the GLFs for a sub sample of 25 DAFT/FADA clusters, we find that faint blue star forming galaxies are quenched into red quiescent galaxies from high redshift until today. Comparing to the field shows that this transformation is more efficient in high density environments.We also study the fraction of baryons in galaxy groups and clusters (Sect. 2.2). Wefind that in groups, the stars contained in galaxies can reach masses of the same order as those of the intra-cluster gas, while in clusters they are usually negligible relatively to the gas. Taking both stars and gas into account we constrain the matter density parameter Galaxy shapes are distorted by foreground objects that bend light in their vicinity. This lensing signal can be exploited to measure the mass distribution of a foreground cluster. We review the basic theory of weak lensing and shear measurement (Sect. 3.1), and then apply it to a subsample of 16 DAFT/FADA clusters, with Subaru/SuprimeCam or CFHT/MegaCam imaging (Sect. 3.2). We estimate the masses of these clusters, and take advantage of the large fields of view of our images to detect filaments and structures in the cluster vicinity, observationally supporting the hierarchical scenario of cluster growth. Finally, we detect shear peaks in Euclid-like simulations, and use their statistics as a cosmological probe, similarly to cluster counts (Sect. 3.3). We forecast the cosmological constraints that this technique will achieve when applied to the Euclid space mission, and develop a tomographic analysis that adds information from redshifts. We conclude with a discussion of our perspectives on future studies in all the fieldsinvestigated in the present thesis.

La inadecuada postura corporal que adoptan las amas de casa al usar la cocina tradicional en Inkawasi, les produce problemas o trastornos músculos – Esqueléticos. Un músculo exigido por encima de su capacidad de trabajo se agota generando un reflejo de contractura muscular y dolor, poniendo en compromiso la circulación de los pequeños vasos que nutren los propios músculos. Es por ello que se realizó el presente trabajo de investigación titulado: “Percepción de las amas de casa sobre la postura corporal al usar la cocina mejorada de Inkawasi – Lambayeque 2015”; con el objetivo de describir, analizar y comprender la percepción de las amas de casa sobre la postura corporal al usar la cocina mejorada. La investigación se sustentó en los conceptos de percepción según Bruce (2006), posturas corporales de Bonito (2004) y cocinas mejoradas de Barrick (2011). Siendo de tipo cualitativa, con abordaje de estudio de caso. Los sujetos de estudio fueron las amas de casa de Inkawasi que tenían entre 18 a 30 años de edad, y que contaban con una cocina mejorada por más de un año; se realizó la entrevista semiestructurada y el análisis de contenido temático. Se obtuvieron dos categorías: Percepción de las amas de casa sobre la postura corporal antes de usar la cocina mejorada y percepción de los cambios posturales que muestran las amas de casa al utilizar la cocina mejorada. Toda la investigación fue respaldada por los principios bioéticos de Sgreccia (2007) y los criterios de rigor científico de Morse (2006). / Tesis

Les biomatériaux interviennent dans de nombreuses applications médicales. La connaissance de leur évolution une fois implantés dans l’organisme est primordiale pour les améliorer et en créer de nouveaux. Dans cette optique, nous avons réalisé une modélisation à deux dimensions de la transformation d’un biomatériau en os. Pour cette modélisation, nous utilisons la théorie de la percolation. Celle-ci traite de la transmission d’information à travers un milieu où sont distribués un très grand nombre de sites pouvant localement relayer cette information. Nous présentons un modèle de double percolation sites-liens, pour prendre en compte d’une part la vascularisation (et/ou résorption) du biomatériau de l’implant dans un os, et d’autre part sa continuité mécanique. Nous identifions les paramètres pertinents pour d´écrire l’implant et son évolution, qu’ils soient d’origine biologique, chimique ou physique. Les différents phénomènes sont classés suivant deux régimes, percolant ou non-percolant, qui rendent compte des phases avant et après vascularisation de l’implant. Nous avons testé notre simulation en reproduisant les données expérimentales obtenues pour des implants de corail. Nous avons réalisé une étude des différents paramètres de notre modèle, pour déterminer l’influence de ceux-ci sur chaque phase du processus. Cette simulation est aussi adaptable à différents systèmes d’implants. Nous montrons la faisabilité d’une modélisation à trois dimensions en transposant la partie statique de notre simulation. / Biomaterials play an important role in many medical applications. To know how they evolve once inserted in the human body is essential to improve them and to create new ones. For this purpose, we have elaborated a two dimensional model for the transformation of biomaterial into bone. For this model, we have used the percolation theory. This general theory accounts for the transmision of information across an environment in wich a huge number of sites relay localy this piece of information. We present a double site-bond percolation model to account, on the one hand, for the vascularization (and/or resorption) of biomaterial implant in bones and, on the other hand, for its mechanical continuity. We identify the relevant parameters to describe the implant and its evolution, and separate their biological or chimical origin from their physical one. We classify the various phenomena in two regimes, percolating or non-percolating, which concern the two stages before and after the vascularization of the implant. We have tested our simulation by comparing them with experimental results obtained withcoral implants. We have studied how the various parameters of our model can influence each stage of the process. This simulation can also be applied to different types of implants. We show that a three dimensional model is possible by transposing the static part of our simulation.

Issus de l'effondrement gravitationnel des fluctuations de matière primordiales, les amas de galaxies sont constitués d'un halo de matière noire, d'un plasma de baryon ou « gaz chaud » et de galaxies. Le comptage des amas apporte des contraintes fortes sur la cosmologie.Mon travail consiste à améliorer la détection de la composante de gaz chaud des amas, à la fois pour des structures proches et lointaines. Ce gaz chaud est détectable dans les cartes du satellite Planck par effet Sunyaev-Zel'dovich et dans les cartes du satellite ROSAT par rayonnement de freinage.La première partie de cette thèse consiste à détecter du gaz chaud dans les cartes de Planck à la position des quasars de l'expérience BOSS, donc dans des structures lointaines.Le signal est dominé par une émission de type poussière. J'ai donc élaboré un filtre capable d'extraire un signal de gaz chaud sous-dominant et de le séparer de l'émission de poussière. Le signal de gaz chaud obtenu par cette approche est significatif pour les structures à redshift z >2.5.La seconde partie de cette thèse, la détection simultanée, est dédiée à la construction d'un filtre capable d'extraire des amas (à z<1.5) individuellement dans les données ROSAT et adapté à la statistique du bruit. Ce filtre est en outre conçu dans la perspective d'être combiné avec le filtre utilisé pour détecter les amas dans les données Planck. L'objectif final étant d'obtenir plus d'amas moins massifs. / Originating from the gravitational collapse of the primordial fluctuations of matter, galaxy clusters are the mixture of a dark matter halo, a baryonic plasma also called « hot gas » and several galaxies. Cluster counts provide stringent constraints on cosmology.Improving the detection of the hot gas component in nearby or distant structures is the main goal of my work. We can detect this hot gas in the Planck satellite maps thanks to the Sunyaev-Zel'dovich effect and in the ROSAT satellite maps by bremsstrahlung.The first part of my thesis is dedicated to the detection of hot gas in Planck maps at the positions of BOSS quasars, so in distant structures.Dust-like emission dominates our signal. I developped a new filter in order to separate the possible sub-dominant hot gas emision from the dust one. I get a significnt hot gas signal for structures with redshift z >2.5.In the second part of the thesis, the simultaneous detection, I build a filter suited for extracting clusters (z<1.5) individually in the ROSAT data respecting the noise statitistics. This filter is also designed to be combined with the filter used for detecting clusters in Planck maps. Increasing the number of less massive clusters will be the final goal.

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'objectif de cette thèse est d'étudier la possibilité de construire la fonction de corrélation à 2 points des amas de galaxies détectés dans les grands relevés optiques de galaxies. En particulier j’étudie l’impact de décalages vers le rouge dégradés car dérivés de données photométriques seules comme cela sera le cas pour les grands relevés à venir. J’ai utilisé des sous-échantillons d’amas sélectionnés dans les catalogues simulés. Les décalages vers le rouge des amas sont modélisés à partir des décalages exacts auxquels sont rajoutés un brui gaussien d’écart type σ (z=0) = 0.005 à 0.050. La fonction de corrélation dans l’espace direct est calculées par une méthode de déprojection. L’étude a été menée sur 4 intervalles de masse et 6 de redshift couvrant le domaine 0<z<2, en s’appuyant dans un premier temps sur les redshifts cosmologiques, puis sur les redshifts bruités. Un accroissement clair de l’amplitude de corrélation avec le redshift et la masse a été trouvé. L’évolution du paramètre de biais b(M,z) est en bon accord avec les prédictions théoriques. La relation d’échelle r0-d est aussi confirmée pour tous les échantillons jusqu’aux plus hauts redshifts et masses. Pour les échantillons bruités il est montré que la fonction de corrélation peut être reconstruite avec une précision de 10% pour σ (z=0) = 0.030. Les paramètres des ajustements ainsi que les biais reconstruits pour tous les bruits envisagés sont compatibles avec le cas non bruité dans un intervalle de 1σ. L’impact de la sélection des échantillons en richesse plutôt qu’en masse est aussi envisagé. Il est montré que Σ(>N200) est similaire à Σ(>masse), ainsi que la fonction de biais qui peut être reproduite à 1σ près. / I aim to study to which accuracy it is actually possible to recover the real-space to-point correlation function from cluster catalogues based on photometric redshifts. I make use of cluster sub-samples selected from a light-cone simulated catalogue. Photometric redshifts are assigned to each cluster by randomly extracting from a Gaussian distribution having a dispersion varied in the range σ (z=0) = 0.005 à 0.050. The correlation function in real-space is computed through deprojection method. Four masse ranges and six redshifts slices covering the redshift range 0<z<2 are investigated, using cosmological redshifts (Zc) and then using photometric redshifts. A clear increase of the corretation amplitude with redshift and mass is found. The evolution of the bias parameter b(M,z) is in fair agreement with the theoretical expectations. The existence of the r0-d relation up to the highest mass, highest redshift sample is tested and is confirmed. It is found that the real-space correlation function can be recovered within and accuracy of 10% for σ (z=0) = 0.030. The best-fit parameters as well as the bias for all σz, are within the 1σ uncertainty of the Zc sample.

Les connaissances sur l'origine de Radio Halos (RHs), sources radio diffuses de faible brillance de surface observées aux échelles des Mpc dans les amas de galaxies massives, ont progressé vers un consensus général au cours des dernières années. Le scénario généralement accepté pour le mécanisme responsable de ce type d'émission diffuse est la ré-accélération des électrons relativistes par les turbulence générées au cours de la coalescence entre amas. Dans ce cadre, les modèles prévoient une fraction plus importante de RHs dans intervalle z = 0.3-0.4. Cependant, les observations radio des amas de galaxies dans ce régime de redshift sont encore limitées. Le projet MACS-Planck Radio Halo Cluster Project vise à explorer l'origine des RHs, ainsi que leur lien avec l'état dynamique des systèmes hôtes, en explorant une gamme de redshift plus élevée par rapport aux études précédentes. Dans cette thèse, je présente les données publiées du sous-échantillon ATCA du projet et les perspectives pour les travaux futurs. / The knowledge on the origin of Radio Halos (Rhs), Mpc-scale low surface brightness diffuse radio emission observed in massive galaxy clusters, has moved towards a general consensus on the recent years. The generally accepted scenario for the mechanism responsible of this kind of diffuse emission is the re-acceleration of relativistic electrons by the turbulence generated in cluster mergers. On this framework, it is expected from models that a larger fraction of RH occurrence may appear at z=0.3-0.4. However, radio observations of galaxy clusters in this redshift regime are still limited. The MACS-Planck Radio Halo Cluster Project has the aim of exploring the origin and occurrence of RHs, as well as their connection with the dynamical state of the host systems by exploring a higher redshift range than previous studies. In this thesis, I present the published data of the ATCA subsample of the project and prospects for the future work.

Des amas de lacunes ont été observés et caractérisés expérimentalement dans les métaux de haute pureté après déformation plastique ou après une suite de traitements thermiques particuliers. Ces amas sont des obstacles à la propagation des dislocations et peuvent par conséquent induire un durcissement du métal.Cette étude par simulations numériques a permis d'explorer différents mécanismes de propagation de dislocations dans une concentration d'amas en fonction de la contrainte de cisaillement appliquée et de la température. À haute contrainte, la force appliquée sur la dislocation devient supérieure aux forces d'ancrage s’exerçant sur la ligne. La dislocation franchit la distribution d'amas en glissant et en cisaillant les amas. La dépendance de la force d'ancrage en fonction de la taille de l'amas est ajustée sur nos simulations de statique moléculaire. Dans ce domaine de contrainte, les configurations d'amas ancrant la dislocation sont rares et l'activation thermique suffit à désancrer la ligne. La probabilité de désancrer la ligne dépend de l'enthalpie d'activation, un paramètre que nous avons également estimé à l'aide d'un modèle analytique ajusté sur nos résultats atomistiques. À plus faible contrainte, lorsque la force appliquée est inférieure aux forces d'ancrage induites par les amas, la probabilité que la dislocation se désancre uniquement par glissement devient faible. La diffusion des lacunes, émises préférentiellement des amas, intervient alors et favorise la formation de crans. Cela contribue au désancrage de la ligne. Ce mécanisme est le glissement assisté par la montée. Les barrières d'émission, d'absorption et de migration de lacunes ont été déterminées par statique moléculaire et sont fortement dépendantes du champ élastique et de la distorsion du réseau atomique générés par la présence de la dislocation. Cela induit une forte anisotropie de diffusion au voisinage des dislocations qui conduit notamment au mécanisme de 'pipe diffusion'. L'évolution au cours du temps de l'ensemble de ces mécanismes a été étudiée à l'aide d'un modèle de ligne élastique couplé à un algorithme de Monte Carlo cinétique dont l'ensemble des barrières d'énergie provient de nos simulations atomistiques. Moyennant les hypothèses du modèle, nous avons alors obtenu une estimation de la vitesse des dislocations en fonction de la contrainte et de la température appliquée. Nous avons ensuite utilisé la loi d'Orowan pour estimer la vitesse de déformation liée à ces mécanismes. / Vacancy clusters have been observed and characterized experimentally in highly pure metals after plastic deformation or after a particular sequence of heat treatments. These clusters hinder the dislocation propagation and can therefore harden the metal.Using numerical simulations we have explored different mecanisms of dislocation propagation through a vacancy-cluster distribution, for several applied shear stress and temperature. At high stresses, the force applied on the dislocation becomes greater than the pinning forces acting on the line. The dislocation gets through the cluster distribution by gliding and shearing the clusters. The dependence of the pinning force with the cluster size is adjusted on our molecular static simulations. In this stress range, the pinning configurations are rare and the thermal activation is sufficient to unpin the line. The probability for the line to pass the pinning configuration depends on the activation enthalpy, a parameter that we have also estimated using an analytical model adjusted on our atomistic results. At lower stresses, when the applied force is below the pinning forces induced by the cluster, the probability that the dislocation unpins by pure glide becomes negligeable. The diffusion of vacancies, emitted preferentially from the vacancy clusters, intervenes and promotes the formation of jogs that contributes to the unpinning of the line. Such a mecanism is the glide assisted by climb. The emission, the absorption and the vacancy migration barriers have been determined by molecular static and are highly dependent on the elastic field and the atomic network distortion induced by the dislocation. This promotes a strong diffusion anisotropy in the vicinity of the dislocations which leads in particular to the pipe diffusion mechanism. The evolution with time of all these mechanisms has been studied using an elastic line model coupled to a kinetic Monte Carlo algorithm in which the parameters come from our atomistic simulations. According to the model assumptions, we obtained an estimation of dislocation velocity as a function of the applied shear stress and the temperature. We used the Orowan's law to estimate the strain rate related to such mechanisms.