Dans l'Univers local, il existe une relation très étroite entre la morphologie d'une galaxie et d'autres paramètres physiques comme, par exemple, leur cinématique intrinsèque. À grand redshift, il n'est pas clair si cette relation est toujours valide. La cinématique des galaxies est un des outils puissants pour l'étude des processus physiques qui gouvernent la formation des galaxies, en traçant les distributions intrinsèques aux galaxies de matière noire et lumineuse, et leur évolution dans le temps. Cette thèse présente le nouveau sondage HR-COSMOS, dont le but fut d'acquérir le premier échantillon statistique et représentatif de cinématique de galaxies à formation d'étoiles dans le champ profond HST/ACS COSMOS dans la plage de redshifts 0<z<1.2. Environ 800 galaxies à raie en émission ont été observées avec le spectrographe multi-fentes ESO-VLT/VIMOS dans son mode haute résolution spectrale (R=2500). J'ai effectué une analyse cinématique du sous échantillon de 82 galaxies de notre intervalle de redshifts les plus élevés 0.75<z<1.2 et j'ai établi la relation d'échelle de Tully-Fisher avec la masse stellaire à z~0.9. En utilisant la même méthodologie et analyse des données, j'ai analysé le sous-échantillon de 186 galaxies dans notre intervalle de redshifts les plus bas 0.01<z<0.375, pour tracer l'évolution de cette relation au sein du même échantillon. J'ai confirmé l'absence d'évolution de la relation de Tully-Fisher avec la masse stellaire depuis 8 milliards d'années. J'ai de plus dérivé les masses dynamiques de ces deux sous-échantillons et j'ai établi l'augmentation du rapport masse stellaire sur masse dynamique et de sa dispersion en fonction de la masse stellaire. / In the local Universe it exists a tight relation between the galaxy morphology and other physical parameters, like the galaxy internal kinematics. At higher redshift it is not clear if this relation still exists. The galaxy kinematics is one of the best tool to study the physical processes that govern the galaxy formation, by tracing the galaxy internal distributions of luminous and dark matter and their evolution with time. This thesis presents the new survey HR-COSMOS aimed to obtain the first statistical and representative sample to study the kinematics of star-forming galaxies in the treasury HST/ACS COSMOS deep field at redshift 0<z<1.2. About 800 emission-line galaxies were observed with the multi-slit spectrograph ESO-VLT/VIMOS in high-resolution spectral mode (R=2500). I performed a kinematic analysis of the sub-sample of 82 galaxies in the highest redshift range, 0.75<z<1.2, and I established the stellar-mass Tully-Fisher scaling relation at z~0.9. Using the same methodology and data analysis, I analyzed the sub-sample of 186 galaxies at the lowest redshift 0.01<z<0.375 to trace any evolution of the relation within the same sample. I confirmed beyond a doubt the non evolution of the stellar mass Tully-Fisher relation since 8 billion year, although a morphological evolution is observed. I have moreover derived the dynamical masses of those two sub-samples and I have established the increasing trend of the stellar-to dynamical mass ratio and its scatter as function of the stellar mass.

Ce travail de thèse s'articule autour de deux questions scientifiques importantes à propos des galaxies actives : quels sont les mécanismes transportant le gaz et quel est le role de la galaxie sur l'activité nucléaire ? Nous avons donc mené une étude observationnelle approfondie et statistique du gaz et des étoiles, pour comparer la morphologie et cinématique des galaxies actives et non-actives sur differentes échelles spatiales, en utilisant des données spectroscopiques optique et radio. Nos résultats montrent que dans les régions centrales des galaxies actives la cinématique des étoiles est régulière alors que le gaz est perturbé. Ces perturbations suggèrent un lien entre la dynamique au centre des galaxies et les mécanismes d'alimentation du noyau actif. Enfifin les données radio et optique sont combinées pour analyser la cinématique galactique dans son ensemble. Cette étude nous<br>permet de sonder à differentes échelles spatiales les perturbations liées à l'alimentation du noyau actif.

L'étude des propriétés actuelles des galaxies permet à la fois de comprendre les processus physiques de leur évolution passée et le contenu de l'Univers en matière visible et noire. Les moyens d'observations actuels permettent de quantifier de façon statistique les propriétés morphologiques et cinématiques des galaxies, en fonction de leur environnement. Afin d'interpréter en détail ces propriétés observées, nous avons modélisé la formation et l'évolution passée des galaxies au moyen de simulations numériques. Les codes utilisés, en partie déjà existants et en partie développés au cours de la thèse, modélisent la dynamique gravitationnelle des étoiles et de la matière noire, l'hydrodynamique du gaz interstellaire, et la formation stellaire. Les résultats de ces simulations peuvent alors être comparés quantitativement aux observations, dans plusieurs domaines de longueurs d'ondes.<br /><br />Dans une première partie, nous étudions la morphologie des galaxies isolées. Nous montrons que la plupart des galaxies spirales possèdent une concentration centrale allongée, appelée barre, qui devrait être détruite rapidement par échange de moment angulaire avec le gaz interstellaire. La persistance des barres depuis dix milliards d'années ne peut s'expliquer que si elles ont été reformées, ce qui nécessite l'accrétion de grandes quantités de gaz diffus par les galaxies. L'étude d'autres types d'asymétries, les modes m=1, vient renforcer cette conclusion, et nous déduisons le taux caractéristique d'accrétion de gaz par les galaxies au cours des derniers milliards d'années, de plusieurs masses solaires par ans. Une importante contrainte pour les modèles cosmologiques en découle : l'Univers doit contenir suffisamment de baryons, et ceux-ci ne doivent tous former des étoiles rapidement dans l'Univers jeune, pour que les galaxies continuent à accréter quelques dizaines de pourcents de leur masse à des redshifts inférieurs à z=1.<br /><br /> Les galaxies ont donc grandi par accrétion progressive de gaz diffus, mais les collisions et fusions de galaxies ont également joué un rôle important dans leur évolution. Il est déjà établi que les fusions de galaxies de masses comparables détruisent les disques spiraux et forment des galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale. Nous montrons que même la fusion avec de petites galaxies affecte fortement les disques, et qu'un grand nombre de fusions détruisent les galaxies spirales pour en faire des galaxies lenticulaires ou elliptiques ; l'accrétion de gaz évoquée précédemment peut alors expliquer la reformation ultérieure d'un disque galactique fin. Nous avons également établi qu'une succession de fusions mineures avec des galaxies naines peut avoir les mêmes effets qu'une fusion majeure unique avec une galaxie massive, et former une elliptique. Ce nouveau mécanisme de formation amène à réviser l'interprétation des observations sur le contenu en matière noire des galaxies elliptiques, ce qui pourrait déboucher sur des contraintes importantes sur la nature même de cette matière noire.<br /><br />D'autres évènements se produisant lors des collisions de galaxies (formation d'anneaux, naissance de galaxies naines dans les débris de marée) ont été étudiés à l'aide de nos modèles numériques. Ils permettent de contraindre les propriétés de la matière noire en traçant son comportement dynamique dans les collisions de galaxies. La confrontation des modèles aux données observationnelles tend à prouver qu'une partie de la matière noire est mobilisée les débris de collisions et de marées galactiques. Bien qu'une confirmation reste à établir à l'aide d'observations à plus haute résolution, cela indique une dynamique collisionnelle et dissipative pour une partie de la matière noire, probablement sa composante baryonique, favorisant les modèles de matière noire sous forme de gaz froid.<br /><br />La comparaison statistique des observations et des modèles numériques à haute résolution a donc permis d'obtenir un certain nombre de contraintes sur les processus principaux d'évolution des galaxies et sur la matière contenue dans l'Univers. A l'avenir, les possibilités de modélisation et d'observation des galaxies de l'Univers lointain permettront de comprendre encore mieux les mécanismes d'évolution des galaxies, ainsi que la formation stellaire à grande échelle, donc l'histoire des bayons contenus dans l'Univers. Cela permettra d'établir des contraintes plus précises sur les scénarios cosmologiques de formation et d'évolution de l'Univers dans son ensemble.

Dans les milieux astrophysiques explosifs tels que les novae ou les sursauts X, la densité d'hydrogène et la température sont suffisamment grandes pour que le temps entre deux réactions impliquant un proton soit plus court que le temps de vie de certains ions radioactifs. La connaissance de la section efficace des réactions de capture d’un proton par un ion radioactif est un des ingrédients important permettant la modélisation de tels milieux. Dans ce travail, un nouveau dispositif expérimental permettant d'étudier la force de résonance de réactions (p,gamma) en cinématique inverse est présenté. Ce dispositif, baptisé ARES (Astrophysical REcoil Separator), a été d’abord caractérisé à l'aide de l'étude de la réaction 19F(p,gamma)20Ne et plus particulièrement de la mesure de la force de la résonance bien connue à 635 keV au dessus du seuil 19F+p. De plus, la simulation de cette expérience est en accord avec les mesures effectuées. Une première mesure de force de résonance d'une réaction impliquant un faisceau d'ions radioactifs est ensuite présentée. Il s'agit de la réaction 19Ne(p,gamma)20Na et plus particulièrement de la résonance à 448 keV au dessus du seuil 19Ne+p. Une limite supérieure de 15.2 meV avec un niveau de confiance de 90% est obtenue. Cette limite supérieure améliore légèrement les résultats de mesures antérieures. / In explosive astrophysical environments such as novae or X-ray bursts, the temperature and the hydrogen density are so large that the time between two reactions involving protons is smaller than the live time of radioactive ions. The cross section of such reactions is an important ingredient of the modeling of such environments. In this work, a new experimental device, allowing the study of resonance strength of (p,gamma) reactions, is presented. This setup, called ARES (Astrophysical REcoil Separator), is first characterized using the study of the well known reaction, 19F(p,gamma)20Ne and more precisely the measurement of the resonance strength of the 635 keV level above the 19F+p threshold. The simulation of this experiment is found in good agreement with the measurement. Then the first resonance strength measurement of a reaction involving radioactive ions beams is presented, i.e. the resonance strength of the 448 keV level above the 19Ne+p threshold in the 19Ne(p,gamma)20Na reaction. An upper limit of 15.2 meV with a confidence level of 90% is obtained. This upper limit improves slightly the results of previous measurements.

L'ophiolite d'Oman est un fragment de la lithosphère océanique téthysienne obducté sur la marge arabe au crétacé supérieur. Elle occupe un domaine de la chaîne alpine où la convergence entre l'Arabie et l'Eurasie n'a pas encore atteint le stade de la collision continentale. Affleurant de façon, presque continue sur une longueur de 475 Kilomètres parallèlement à l'axe de la paléo- dorsale, c'est le plus grand segment de lithosphère océanique accessible à l'étude directe. La section mantellaire constitue 60% de la surface d'affleurement de l'ophiolite (30.000 Kilomètres carrées). Cette thèse est consacrée à la cartographie des structures internes de cette unité. Les structures crustales permettant d'établir une référentielle paléo-tectonique (paléo-horizontale, azimut et flanc de la paléo-dorsale) furent également relevées. Divers arguments pétrologiques et structuraux permettent d'apparenter l'ophiolite d'Oman aux dorsales rapides actuelles. Les péridotites mantellaires, de composition harzburgitique à dunitique, gardent l'empreinte de deux déformations plastiques successives, la première associée à la formation de la lithosphère (flux asthénosphérique), la seconde au charriage intra-océanique qui préluda à son obduction. La géométrie de l'écoulement asthénosphérique et la composition de la section mantellaire présentent de fortes variations longitudinales. La formation de la lithosphère océanique, au droit des dorsales rapides, implique l'ascension de diapirs asthénosphériques espacés de quelques dizaines à plus de cent Kilomètres les uns des autres. Siège d'une activité magmatique exceptionnelle, ces diapirs semblent également jouer le rôle de centres d'alimentation privilégiés de la chambre magmatique sus-jacente. Un de ces diapirs, figé et échantillonné lors du charriage à la dorsale, a pu être cartographié en détail (région de Maqsad) : le lux asthénosphérique, vertical dans un conduit de 10 à 20 Kilomètres de diamètre, se brise sous le plancher de la chambre magmatique dans une zone de transition épaisse seulement de quelques centaines de mètres et est ensuite canalisé parallèlement à l'axe de la dorsale sur une distance d'au moins 30 Kilomètres depuis le centre du conduit. Cette géométrie implique une modification brutale de la rhéologie mantellaire dans la zone de transition attribuée à une augmentation catastrophique du rapport magma/roche. Un modèle physique de circulation, asthénosphérique a été construit en introduisant une discontinuité de viscosité de plusieurs ordres de grandeur au sommet du diapir. Une telle condition permet, en effet, de canaliser un pourcentage important du flux dans un étroit créneau superficiel. La pression dans le diapir est discontinue sur une épaisseur d'une centaine de mètres sous l'interface pour pouvoir vaincre la surpression due au fluage plastique et continuer son ascension vers la surface. Loin des diapirs, le flux mantellaire peut être régulier à l'échelle de la centaine de kilomètres ; il est alors sub-parallèle au Moho et perpendiculaire à l'axe de la dorsale, évoquant l'accrétion de la lithosphère en régime d'expansion stationnaire. L'angle d'une dizaine de degrés entre le Moho et le plan de fluage reflète probablement la pente moyenne des isothermes au niveau de la zone d'accrétion (flanc de la dorsale). La déformation associée au charriage intra-océanique (CIO) affecte les périodiques sur une épaisseur de quelques centaines de mètres au-dessus du plan de charriage basal, lui-même situé à une profondeur maximale de neuf kilomètres sous le paléo-Moho. Elle peut affecter également des niveaux plus élevés de la section mantellaire et la section crustale sous forme de bandes de cisaillement mylonitiques verticales pouvant atteindre 2 kilomètres d'épaisseur. Ces cisaillements sont contemporains de l'intrusion de magmas hydratés au sein de la section mantellaire, peut-être à mettre en relation avec le volcanisme différencié (" volcanisme 2 ") coiffant l'Ophiolite. Le CIO s'accompagne localement de la fusion de la semelle. Lors de l'initiation du CIO, la lithosphère présentait un fort gradient thermique vertical. D'un point de vue cinématique, la déformation enregistrée par la semelle, les péridotites basales et les bandes de cisaillement sont en concordance parfaite. Le CIO s'accompagne de déplacements considérables de la lithosphère charriante parallèlement à l'axe de la dorsale (de l'ordre de la centaine de kilomètres). L'initiation du CIO à la dorsale elle-même rend le mieux compte de ces observations. Le charriage à la dorsale implique l'inversion rapide (1 à 2 millions d'années) du régime d'expansion en régime compressif. On l'explique par un blocage momentané de la subduction de la Téthys sous l'Eurasie causée par des collisions entre des microcontinents, des arcs insulaires et la marge active eurasienne survenues à cette époque (Albien supérieur). De manière générale, les événements enregistrés par l'Ophiolite d'Oman s'intègrent bien dans l'évolution cinématique et géologique du domaine téthysien.