La question de l'assemblage des galaxies massives est toujours ouverte. En particulier, l'évolution qui mène à la formation des galaxies massives de type précoce telles qu'on les observe aujourd'hui fait grand débat, depuis plusieurs années depuis la découverte de galaxies passives massives à z ~ 1-2 plus compactes que leur équivalent dans l'Univers local. Deux principaux scénarios sont proposés pour expliquer l'augmentation de taille de ces galaxies : expulsion du gaz ou fusions mineurs pauvres en gaz, mais aucun des deux ne permet de rendre compte de tous les résultats observationnels. L'environnement qui a encore été peu étudié jusqu'à présent, intervient alors comme une variable supplémentaire pour contraindre les modèles et tenter de dégager le bon scénario. La période z > 1 semble être le moment idéal pour étudier la dépendance entre la taille et l'environnement puisque c'est le moment où les amas de galaxies massifs apparaissent. Si les galaxies finissant dans ces structures denses ont été transformées différemment que celles finissant dans le champ, les effets devraient être visibles à ce moment là. Dans ce travail de thèse, j'ai analysé la relation masse-taille et l'évolution en taille des galaxies passives de type précoce dans un échantillon de 9 amas de galaxies massifs, dans l'intervalle 0, 8 < z < 1, 6, et comparé à un échantillon homogène de galaxies de champ. Toutes les propriétés telles que la taille, la masse et la morphologie sont estimées de la même manière dans les échantillons de galaxies d'amas et de champ. La sélection des galaxies d'amas comprend les galaxies classifiées comme type précoce ayant une masse supérieure à 3 * 10^10 M sun et peuplant la séquence rouge déterminée pour chaque amas de galaxies. Les galaxies de champ ont été sélectionnées en respectant les mêmes critères. Le principal résultat est que nous ne détectons pas de différences significatives dans la relation masse-taille ni dans l'évolution de la taille des galaxies de type précoce vivant dans le champ et dans les amas. Nos résultats, combinés avec les récents résultats de la littérature, suggèrent une très faible dépendance de la taille des galaxies de type précoce avec l'environnement à grande échelle depuis z ~ 1, 5. L'absence de dépendance avec l'environnement est aussi indépendante de l'intervalle de masse considéré. Nous détectons en revanche une dépendance de la taille avec la morphologie : les galaxies lenticulaires paraîssent en moyenne plus compactes que les galaxies elliptiques à masse stellaire fixée. Elles semblent avoir une évolution en taille plus forte que les elliptiques depuis z ~ 1, 5 : elles sont ~ 40% plus petites à z = 1 et seulement ~ 10% plus petites à z = 0. Les galaxies elliptiques, quant à elles, dominent uniquement la population de galaxies au-delà de 10^11 Msun . Finalement, nous comparons nos résultats avec les prédictions des modèles semi-analytiques de Guo et al. (2011) et Shankar et al. (2013) basés sur les arbres de fusions de la simulation Millénium. Globalement, nos résultats sur l'évolution en taille des ETGs sont compatibles à 1 sigma avec ces modèles. Cela permet de mettre quelques contraintes sur les propriétés des modèles d'évolution de galaxie.

Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles (voir impossibles) à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales (et en particulier des détecteurs infrarouges) permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse (nombre d'objets par intervalle de masse): l'influence de cette population sur la dynamique Galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. Ces objets permettent d'autre part des tests sévères de notre compréhension de la physique des objets dégénérés, et des atmosphères denses et froides dominées par les opacités moléculaires. Dans cette thèse, j'ai d'abord déterminé la fonction de luminosité (nombre d'objets par intervalle de luminosité) jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé DENIS (a Deep Near Infrared Southern sky survey qui est parfaitement adapté à la détection de ces objets, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux la première naine brune confirmée du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite necessaire, 1- de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et 2- de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Ces deux étapes de la détermination de la fonction de masse passent par une étude de binarité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a donc été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire (à moins de 9 pc) reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets, depuis longtemps connue, est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux type spectraux les plus tardifs est ainsi demontrée jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.

La connaissance de la structure de l'ammoniac permet d'utiliser les raies d'inversion de la molécule comme moyen d'investigation du mi.lieu interstellaire. En particulier les principaux paramètres d'un nuage moléculaire chaud se déduisent de l'observation des raies d'inversion des niveaux métastables (1,1) et (2,2) à 23.69 GHz et 23.72 GHz. Dans la source galactique W 48, par exemple, une cartographie avec l'antenne de 100 m du radio-télescope d'Effelsberg (R.F.A.) a permis de découvrir deux nuages moléculaires et d'en donner les principales caractéristiques : température, densité, dimensions, masse. L'un d'eux est le siège de la formation d'un groupe d'étoiles de type O.B. Les anomalies dans les spectres de la raie NH3 (1,1) qui apparaissent dans ces mesures à haute résolution permettent une analyse plus détaillée des conditions physiques régnant dans la source.

Les plasmas peu denses, très énergétiques et magnétisés sont des milieux courants en astrophysique. Cette thèse est dédiée à l'étude de deux milieux spécifiques caractérisés par une géométrie de disque : le centre Galactique et la couronne des microquasars. Dans chacun des deux cas, les observations suggèrent l'existence d'un plasma extrêmement chaud (100 millions et 1 milliard de degrés) et ténu dont l'origine reste un mystère ; certains indices semblent également y montrer un champ magnétique assez fort, de structure dipolaire et principalement verticale baignant ce plasma. <br /><br />Au centre Galactique, la température du gaz considéré est telle que, s'il était collisionnel et composé principalement d'hydrogène, il devrait s'échapper, impliquant des besoins énergétiques excessifs pour les mécanismes de chauffage. Nous montrons cependant que les conditions peuvent naturellement mener à un plasma d'hélium, confiné par le potentiel Galactique. Dans cette situation plus raisonnable, nous étudions un processus possible de chauffage reposant sur la forte viscosité du gaz et la friction sur des nuages moléculaires froids en mouvement.<br /><br />La problématique des microquasars est très similaire, à la différence notable près que la couronne est probablement peu collisionnelle. Nous étudions dans ce régime un mécanisme de chauffage par pompage magnétique dans lequel la résonance entre le mouvement oscillant de certains ions de la couronne et une excitation périodique des lignes de champ magnétique par une instabilité du disque peut fournir de l'énergie à la couronne. Nous montrons en particulier que ce mécanisme est insuffisant à expliquer la température observée.

L'étude du spectre en énergie des rayons cosmiques d'ultra-haute énergie (E > 1020 eV) impose de déterminer cette dernière avec bien plus de précision que ce qui est réalisé actuellement. La gerbe de particules créée dans l'atmosphère peut être détectée soit par l'échantillonnage au sol des particules, soit par la détection de la fluorescence produite par l'excitation de l'azote par les électrons de la gerbe. La mesure de la fluorescence est, pour le moment, la méthode la plus simple et la plus fiable, car elle ne fait pas appel aux lois de la physique hadronique à des énergies extrêmes, domaine inaccessible aux accélérateurs. La connaissance précise du facteur de conversion entre énergie déposée et nombre de photons de fluorescence émis (le rendement) est donc essentielle. Jusqu'à présent, il n'a été déterminé qu'avec une précision de 15 %. Cette expérience a pour objectif principal la mesure de ce rendement à mieux que 5 %. Pour cela, des électrons (~1 MeV) provenant d'une source radioactive excitent l'azote de l'air. Cette précision a été atteinte par la mise en œuvre d'une méthode de calibration nouvelle de l'efficacité absolue des photomultiplicateurs détectant les photons à mieux que 2 %. Le rendement de la fluorescence, mesuré puis normalisé à 0.85 MeV, 760 mmHg et 15°C, vaut<br />4.23 ± 0.20 photons par mètre,<br />soit 20.46 ± 0.98 photons par MeV déposé.<br />Par ailleurs, et pour la première fois, le spectre de la fluorescence de l'azote excité par une source a été mesuré de façon absolue au moyen d'un spectromètre optique à réseau.

In experiments looking for rare events, like neutrinoless double beta decay (DBD0v) and dark matter search (DM), one of the main issues is to increase the experimental sensitivity through the material selection and production. In the specific the background contribution coming from the materials used for the detector realization has to be minimized. Moreover the net reduction of the background produced by the bulk part of the apparatus has raised concerns about the background contribution coming from the surfaces. Many procedures and techniques were developed during the last years in order to remove and to minimize the presence of possible contaminants on detector surfaces. To succeed in this strategy a big effort was put in defining all possible mechanisms that lead to surface contaminations, as well as specific cleaning procedures, which are able to reduce and control the surface radioactivity. The presence in air and gases of possible radioactive elements that can stick on the detector surfaces can lead to a recontamination process that will vanish all the applied cleaning procedures. Here is presented and analyzed the contribution to the background of rare events experiments like CUORE (DBD0v) and EDELWEISS (DM) produced by an exposure of their detector components to a big activity of 222Rn, radioactive daughter isotope from the 238U chain.

Le travail de ma these est dedie au developpement de nouvelles techniques d'investigation de la matiere dense et chaude, aussi connue sous l'acronyme WDM (pour Warm Dense Matter en anglais). Ce regime se situe a la frontiere entre la physique de la matiere condense et la physique des plasmas. Il est characterise par des densites comprises entre 0.1 et 100 fois la densite du solide et des temperatures dans l'intervalle 0.1-100 eV. Notre connaissance du comportement de la matiere dans ce regime est peu precise bien que sa comprehension soit indispensable dans differents domaines de la physique. En particulier, la connaissance de la relation entre la pression, la densite et la temperature, qui definit l'equation d'etat (EOS) est un point clef dans des domaines aussi importants que la fusion par confinement inertiel (FCI), lgeophysique, l'astrophysique, et la planetologie.

Le Herschel Reference Survey (Boselli et al. 2010b) est un programme clé à temps garanti conçu pour étudier les propriétés physiques du milieu interstellaire (MIS) de 323 galaxies proches, dotées de données multi-fréquences. Cet échantillon sélectionné en bande K et limité en volume est composé de galaxies couvrant tous les types de morphologies (des elliptiques aux galaxies spirales) et tous les types d'environnement (des galaxies de champs aux galaxies du centre de l'amas de la Vierge). Mon travail de thèe consiste à effectuer une photométrie submillimétrique précise de ces 323 galaxies, et de conduire une analyse statistique des propri'et'es du MIS de ces galaxies proches bas'ee sur leur distribution spectrale d'énergie. Dans ce but, j'ai utilisé les modèles de Draine & Li (2007) que j'ai ajusté aux données. Les paramètres de sorties de ces modèles sont l'intensité du champ de radiation, l'abondance des PAH, la contribution des régions de photo-dissociation dans le chau ffage de la poussière, et la masse de poussière. J'étudie les relations entre ces paramètres de sorties et les propriétés physiques telles que la masse stellaire, le taux de formation stellaire spécifique, la métallicité ou encore le type morphologique. Je vais présenter les études préliminaires liées à ces relations, entrainant une meilleur compréhension des processus en jeu dans le MIS, et procurer de nouveaux modèles infrarouges et submillimétriques paramétrés par les quantités physiques que je viens de citer. Ces modèles, calibrés sur les galaxies proches, seront déterminant pour l'étude des propriétés du MIS des galaxies à haut redshifts.

Ma thèse est le fruit d'un travail théorique centré sur deux questions fondamentales de la cosmologie actuelle: la formation des galaxies d'une part, et l'origine des champs magnétiques à grande échelle d'autre part. Je propose une solution au problème du <strong>sur-refroidissement</strong> dont souffrent les modèles de formation des galaxies. Pour cela, à l'aide d'un modèle analytique simple, puis au moyen de simulations numériques, j'explore les mécanismes de transfert et de stockage d'énergie par ondes d'Alfvén en œuvre dans le milieu interstellaire (MIS) biphasique. Je montre d'une part que les interférences des ondes internes aux nuages du MIS, négligées dans les études précédentes, renforcent l'efficacité d'injection d'énergie. D'autre part, les mouvements des nuages redistribuent l'énergie à l'échelle du système entier. Ils injectent aussi de l'énergie dans les nuages. Les modes vibratoires internes excités s'opposent à la compression des nuages et prolongent la durée de vie du système. Les nuages magnétisés constituent alors un <strong>réservoir d'énergie sur plusieurs temps dynamiques</strong>. A l'aide d'un modèle de protogalaxie biphasique, je montre que la dynamique des nuages du MIS et celle d'une protogalaxie sont équivalentes. Pour résoudre le sur-refroidissement, je propose la transposition des résultats du MIS au cas protogalactique. Malgré les diverses tentatives passées, l'<strong>origine du champ magnétique en cosmologie</strong> n'a pas trouvé d'explication satisfaisante. Or, sa place au sein du MIS et son rôle dans la formation des galaxies sont manifestes. Je propose dans ma thèse un <strong>nouveau mécanisme de magnétogenèse efficace à grande échelle</strong>, opérant à la réionisation de l'Univers, et reposant sur la pression de radiation anisotrope et inhomogène fournie par les premières structures lumineuses. A l'échelle galactique, le champ magnétique que j'obtiens est huit ordres de grandeur plus intense que dans les modèles habituels. De plus, il est généré avant tout aux grandes échelles, les champs à petite échelle étant largement supprimés. Ces deux propriétés permettent au modèle proposé de rendre compte des champs observés dans les grandes structures.

Supermassive black holes, black holes with masses <106 Msun, are found at the centers of all massive galaxies. These massive black holes grew from smaller seed black holes through accretion events. Accreting black holes are very bright in the radio through very hard X-ray spectral regimes. Due to the location of these accreting black holes at the centers of galaxies, they are referred to as active galactic nuclei (AGN). It is understood that AGN are an important phase of galaxy evolution; however, the role of AGN in massive galaxy formation is very poorly constrained. Here, the unique tool of multi-wavelength population synthesis modeling is used to study the average properties of AGN and their host galaxies with a focus on host galaxy star formation and the role of black hole growth in galaxy evolution. Knowledge of the AGN population from deep X-ray surveys is combined with theoretical AGN spectral energy distributions to predict various observables of the AGN population in wavelength regions from the far infrared to very hard X-rays. Comparison of the model predictions to observations constrains the model input parameters and allows for the determination of average properties of the AGN population. Particular attention is paid to a special class of AGN known as Compton thick AGN. These AGN are deeply embedded in gas and dust such that the column density obscuring the line of sight to the central engine of the AGN exceeds 1/σT ~ 10²⁴ cm⁻², where σT is the Thomson cross-section of the electron---a column density comparable to that of the human chest. Theoretical and simulational evidence suggest that these Compton thick AGN may be recently triggered, rapidly accreting AGN, making them of special interest to researchers. I found that Compton thick AGN are likely to contribute ~20% of the peak of the cosmic X-ray background (XRB) at ~30 keV and demonstrated that a significant portion of Compton thick AGN may be accreting very rapidly. Moreover, Compton thick AGN do not appear to follow the orientation based unified model of AGN. According to the unified model, AGN exhibit a range of obscuration levels due to a dusty 'torus' which, depending on the orientation of the torus to the observer's line of sight, may obscure the central engine of the AGN. Upon further investigation into the stellar populations of AGN host galaxies, it appears that the unified model holds in general at z < 1, but not at z > 1. I found that this is likely due to the dominant triggering mechanism of AGN switching from major mergers at z > 1.5 to secular processes by z ~ 1.