L'étude des propriétés résolues des galaxies lointaines peut apporter des connaissances fondamentales sur les processus qui gouvernent l'évolution des galaxies tout au long de la vie de l'Univers. Par exemple, ces études peuvent nous aider à mieux comprendre si une galaxie a fusionné avec une autre dans le passé, à tester de nouvelles hypothèses concernant la distribution de matière (noire et visible) dans les galaxies et aussi à étudier la densité et composition chimique du gaz. Pendant longtemps, ces études étaient coûteuses et assez peu efficaces (d'un point de vue observationel), vu qu'elles obligeaient à faire plusieurs observations discontinues du même objet. Mais dans les trois dernières décennies, grâce aux développements instrumentaux qu'on permis la construction d'une nouvelle classe de spectrographes -- les Spectrographes de champ Intégral -- il est finalement devenu relativement simple d'avoir une vraie vision tridimensionnelle des galaxies et de mesurer les variations spatiales de propriétés comme la cinématique, le taux de formation stellaire et la métallicité. Néanmoins, ces études résolues restent encore difficiles à faire pour des galaxies lointaines, que sont la plupart du temps très petites sur le ciel et très faibles. Une méthode qui peut aider à mener ces études est d'observer objets derrière des amas de galaxies. Les amas, à cause de leur masse très élevé, forment des lentilles gravitationnelles qui augmentent la brillance des objets derrière eux, fonctionnant comme un 'télescope cosmique'. L'effet peut aussi 'étendre' les objects dans le ciel, ce que permet d'analyser des échelles spatiales plus petites qu'en observant des galaxies non lentillées. Au cours de ma thèse, j'ai analysé les propriétés résolues de huit de ces objects très magnifiés par des amas de galaxies. Dans la première partie de ce manuscrit, je présente un ensemble de 7 arcs gravitationnels: des galaxies extrêmement étendues et magnifiées mais qui restent représentatives des galaxies typiques de ce temps cosmique, il y a 6 - 9 Gyr. Tout ces galaxies sont des disques en rotation avec des masses entre109 et 1011 M⊙ et taux de formation stellaires de 3 - 50 ⊙/yr. À partir de la émission [OII], les champs de vitesse et de dispersion de vitesse de ces 7 objets ont été mesurés, ce que nous a permis de conclure que toute ces galaxies sont dominées par rotation. En prenant en compte les effets de distorsion de lentille gravitationnelles, les meilleurs paramètres pour trois modèles différents -- le modèle arc tangente, sphère isotherme et disque exponentiel -- on été dérivés pour chaque galaxie. Je conclus que le modèle de sphère isotherme, qui suppose que la masse de la galaxie est dominée par la distribution de la matière noire, décrit marginalement mieux le champ de vitesse de 3 de ces 7 galaxies que les deux autres modèles. Dans la deuxième partie du manuscrit, une jeune galaxie à z=3.5, avec une masse de M* = 6 x 109 M⊙, est étudiée. Avec des données MUSE, les propriétés résolues de la raie Lyα et aussi, pour la première fois, de les raies de CIII] on été dérivées. Le rapport signal sur bruit du spectre obtenu par la combinaison de différentes images multiples révèle des raies d'émission et d'absorption UV qui sont rarement vues dans des galaxies aussi lointaines. Ces raies ont permis d'estimer les propriétés physiques du gaz de cette galaxie (Te~15600 K, ne~300 cm-3, fraction de couverture f~0.4). L'émission Lyα s'étend à plus de 10 kpc autour de l'émission du continu et révèle un profil spectral très uniforme, avec de petites variations non liées à la cinématique de la galaxie mesurée avec les raies d'emission non résonantes. La raie spectrale et le profil de brillance de surface Lyα observés ont été modélisés avec un modèle de transfert radiatif dans un milieu sphérique de gaz en expansion. Je conclus qu'un modèle simple de ce type peut décrire simultanément correctement ces deux observables / Spatially resolved studies of high redshift galaxies can provide essential insight into the inner processes that shape galaxies thought cosmic time. Amongst others, they can allow us to better constrain the merger history of a galaxy, to test hypotheses on the distribution of the underlying mass, to study the density and dust distribution in the neutral gas of early galaxies, or to study the chemical evolution within a disc galaxy. Only in recent decades, thanks to the advent and developments of Integral Field Spectrographs (IFS), it became possible to have this truly 2D vision of galaxies and to 'map' properties such as kinematics, star formation rates and metallicity. Nevertheless, high redshift galaxies that are dimmer due to their distance, are still hard to analyse. A method that allows to overcome this issue is to target objects in the background of strongly lensing clusters. These clusters act as a cosmic telescopes, boosting the total flux of these objects and 'extending' them on the sky, allowing us to study them in a manner would otherwise be only possible with the new generation of telescopes. In my thesis, I present the analysis of 8 of such strongly lensed objects. The first part of the manuscript focuses on a sample of 7 gravitational arcs: extremely extended and magnified but otherwise normal galaxies. These galaxies are magnified by 7 different clusters and have redshifts that range from 0.6 to 1.5 (between 6 to 9 Gyrs ago). These are all rotating discs with masses ranging from 109 to 1011 M⊙ and star formation rates between 3 to 50 M⊙ / yr. While 3 of these galaxies -- AS1063, A370 and MACS0416 -- are star formation main-sequence galaxies, lying less than 0.05 dex away from the Fundamental Metallicity Plane, the remaining four deviate up to 0.4 dex. The global metallicities, measured from several emission lines ratios, are super solar (8.81 to 9.08 [12 + log(O/H)]) and on two objects we measure a metallicity gradient of -0.03 [12+log(O/H)/ kpc] and -0.01 [12+log(O/H)/ kpc]. We measure the ionised gas 2D velocity field and velocity dispersion via strong emission lines (mainly [OII]) finding that all of these galaxies are rotation dominated with V/$\sigma$ ratios between 2 and 9. Accounting for lensing effects, we fit these observed velocity fields using three kinematic models: the arctangent model, the isothermal sphere and exponential disc. We conclude that the isothermal sphere model is marginally a better fit to 4 of the 7 galaxies in our sample, the exponential disc to 2 and 1 by the arctangent model. The second part of the manuscript focuses on a typical (L*, M* = 6 x 109 M⊙) young lensed galaxy at z=3.5, observed with MUSE, for which we obtain 2D resolved spatial information of Lyα and, for the first time, of CIII] emission. The exceptional signal-to-noise of the data reveals UV emission and absorption lines rarely seen at these redshifts, allowing us to derive important physical properties (Te~15600 K, ne~300 cm-3, covering fraction f~0.4) using multiple diagnostics. Inferred stellar and gas-phase metallicities point towards a low metallicity object. The Lyα emission extends over ~10 kpc across the galaxy and presents a very uniform spectral profile, showing only a small velocity shift which is unrelated to the intrinsic kinematics of the nebular emission. The Lyα extension is ~4 times larger than the continuum emission, and makes this object comparable to low-mass LAEs at low redshift, and more compact than the Lyman-break galaxies and Lyα emitters usually studied at high redshift. We model theLyα line and surface brightness profile using a radiative transfer code in an expanding gas shell, finding that this model provides a good description of both observables

Des oscillations sont observées dans de nombreuses étoiles de type solaire. L'astérosismologie permet de sonder leur structure interne. Lors de ce travail nous nous sommes intéressés à l'étoile ΙHor. Comme la plupart des étoiles à planète, elle est surmétallique. Elle appartient au courant des Hyades: elle possède la même cinématique galactique que les étoiles de l'amas.<br /> La première partie de cette étude introduit brièvement la théorie des oscillations stellaires et les équations qui y sont liées. Dans une deuxième partie, le comportement des coeurs convectifs dans les étoiles de type solaire est étudié, ainsi que leur influence sur les fréquences d'oscillation. La troisième partie présente l'étude de ΙHor. Dans un premier temps, elle est modélisée à partir des observations spectroscopiques de trois groupes d'observateurs et les fréquences de ces modèles sont calculées. Dans un deuxième temps, les observations avec le spectrographe HARPS sont décrites. Enfin est présentée la recherche du modèle de ΙHor qui ajuste au mieux les observations. Il est montré que cette étoile a été formée avec l'amas des Hyades. Sa surmétallicité provient du nuage primordial à l'origine de l'amas des Hyades et de plusieurs autres. Elle n'est pas la conséquence d'accrétion de planètes dans ses couches externes

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

La formation stellaire a toujours été un des principal domaine de l'astronomie depuis sa naissance. Des processus physiques complexes à différentes échelles (depuis des échelles subparsec jusqu'à des centaines de parsecs) impactent la formation stellaire et font de son étude un sujet compliqué mais intéressant. Le concept basique du gaz interstellaire et de la poussière qui s'effondre une fois que la gravité dépasse la pression pour former des étoiles a été développé par Sir James Jeans en 1928 et par la suite confirmé observationnellement par de nombreux observateurs (e.g. Ambartsumian 1954). Durant les derniers siècles, le progrès de la compréhension de la physique fondamentale gouvernant la formation stellaire a été fait grâce à des observations et des simulations, en particulier avec l'avènement d'observations dans l'infrarouge et le millimétrique d'une part, et des gros supercalculateurs d'autre part. Un schéma unificateur de formation stellaire à vu le jour, statuant que les nuages moléculaires se forment depuis de larges structures de gaz atomique \hi qui se condensent, se fragmentent et forment du gaz moléculaire et de forte densité de poussière. Ils évoluent et forment des structures encore plus dense grâce à d'une part un effondrement gravitationnel et peut être aussi par le biais de flots convergents. En continuant de s'effondrer, ces structures vont former les corps denses qui fourniront la matière et les conditions initiales pour former une seule étoile ou un système multiple d'étoiles. Malheureusement, le détail de nombreux de ces processus n'est pas complètement compris. Aux échelles protostellaires, les questions restantes incluent le processus de la formation protoplanetaire, les mécanismes de mise en place des flots sortants, l'évolution chimique, pour n'en nommer que quelques unes. A des échelles beaucoup plus grandes, i.e. l'échelle des nuages moléculaires, nous ne comprenons pas encore comment les amas étoiles se forment, l'impact des nuages moléculaires sur la formation d'étoiles, la connection entre poussière, gaz et formation d'étoiles, par exemple. Au cours de cette thèse, j'ai pris pour objectif plusieurs problèmes : quel est le lien entre gaz, masse de poussière et taux de formation stellaire (stellar formation rate, ou SFR en anglais). Comment ce lien change entre des environnements galactiques et extragalactiques ? Est-ce que les nuages moléculaires et les étoiles se forment au travers du mécanisme dynamique de flots convergents ? Pour investiguer ces questions, j'ai étudié le contenu du gaz moléculaire et l'activité de formation stellaire de deux nuages moléculaires à différentes échelles spatiales : W43 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 100 pc et G035.39-00.33 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 10 pc , en utilisant différents traceurs de gaz et de poussière. Parmi eux, j'ai utilisé le \hi pour tracer le gaz atomique, CO pour tracer le gaz moléculaire, l'infrarouge lointain et le proche infrarouge pour tracer les activités de formation stellaires, et l'émission de lignes SiO pour tracer les chocs. Pour caractériser le complexe moléculaire de W43 nous avons utilisé un grand ensemble de données du continuum et des lignes moléculaires de traçage extrait de large survey galactique tels que ATLASGAL, GLIMPSE, VGPS et GRS (voir le chapitre 2 ou Nguyen Luong et al. 2011b). Le complexe W43 est remarquablement massif ($M_{total}$ $\sim$ 7.1 $\times 10^6 M_{\odot}$ sur une échelle spatiale de $\sim $140 pc) et a une très large distribution de vitesse de $\sim 22~km.s^{-1}$. Il est à une distance de $\sim$ 6 kpc du soleil, au point de rencontre entre le bras du centaure et de la barre galactique. Nous avons aussi trouvé que W43 a la plus grande concentration de "\textit{clumps}" massifs ($M_{clumps}$ $\sim$ 8.4 $\times 10^5 M_{\odot}$, 12\%), et contient quelques uns des plus denses corps du plan galactique (W43-MM1, W43-MM2 avec $n_{H_2}\sim 8 \times 10^4$ et $4\times 10^8 ~cm^{-3}$~respectivement). L'activité particulière de W43 suggère qu'il s'y passe une petite flambée d'étoiles ($SFR\sim 0.01~M_{\odot}~yr^{-1} $il y a 1 million d'années et $0.1 M_{\odot}yr^{-1}$ dans un futur proche). W43 est entourée par une enveloppe de gaz atomique de large diamètre ($\sim$290 pc), qui peut être la rémanente du gaz $H_I$ ayant formé le nuage moléculaire en premier lieu. Ces caractéristiques sont en accord avec l'appartenance de W43 à la région parfois appelée "anneau moléculaire" qui est connue pour être particulièrement riche en terme de nuages moléculaires et d'activités de formation stellaire. Voir Nguyen Luong et al. (2011b) pour détails. De plus, nous avons effectué, à travers l'ensemble du complexe W43, un nouveau survey avec le 30m de l'IRAM, pour observer les lignes moléculaires $^{13}CO~2-1$ et $C^{18}O~2-1$, les lignes moléculaires traçant le gaz dense telles que $HCO^+$, $N_2H^+$ à travers les sous-régions denses de W43 et un survey à 3~mm de largeur de bande de 8~GHz de W43-Main (voir le chapitre 4). Les résultats initiaux révèlent que les \textit{ridges} W43-MM1 et W43-MM2 subissent un effondrement global supersonic ($2 ~km.s^{-1}$), sur une échelle de quelques parsec. Cela a été mis à jour grâce à la comparaison et la modélisation des lignes d'émission des traceurs de l'optiquement épais tels que $H^{13}CO^+2-1, 1-0$. De l'émission étendue SiO 2-1 est aussi détectée à travers W43-Main, ce qui ne coïncide avec aucune signature de formation stellaire. Avec son lancement réussi, le satellite Herschel nous offre une nouvelle fenêtre d'observation pour l'étude des parties froides des nuages moléculaires, i.e. l'endroit où les étoiles se forment. Nous avons effectué un recensement des populations prestellaires/protostellaires et dérivé le taux de formation stellaire (SFR) pour le nuage W43. Un premier regard indique que W43 formera des étoiles avec efficacité dans le futur (voir section 5.3). Dans le chapitre 3, nous avons utilisé les données Herschel, Spitzer et ATLASGAL pour montrer que le filament IRDC G035.39-00.33 est froid (13-16~K) et dense ($n_{H_2}$ jusqu'à $9 \times 10^{22} cm^{-2}$), le qualifiant alors de "ridge". Ce ridge contient un total de 28 corps denses (FWHM$\sim$0.15 pc), parmi lesquels 13 corps denses massifs (MDCs) avec des masses allant de 20 à 50 $M_{\odot}$ et des densités entre $2-20\times10^5 cm^{-3}$. Les étoiles de masses moyennes jusqu'aux étoiles massives se forment potentiellement dans ces 13 MDCs. Étant donné leur concentration dans le filament IRDC G053.39-00.33, ils participent peut être à une petite flambée de l'activité de formation stellaire avec une SFE (efficience de formation stellaire) $\sim 15\%$, SFR$\sim 300 M_{\odot}~Myr^{-1}$, et $\sum_{SFR}\sim 40 ~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$(Nguyen Luong et al., 2011a). Le lien entre gaz et formation stellaire est évident. Schmidt (1959) fût le premier à énoncer qu'ils sont connectés via une relation entre densité de gaz et SFR : $\sum_{SFR}=A\sum^N_{gaz}$. Comme mentionné dans la section 1.3, cette relation empirique varie énormément en fonction de la nature de l'environnement, de la densité de gaz et des traceurs de formation stellaire que l'on utilise. Le diagramme densité de gaz vs SFR peut être utilisé pour distinguer les galaxies où à lieu une flambée d'étoiles des galaxies où la formation stellaire est normale (e.g. Daddi et al. 2010). Nous allons plus loin en proposant qu'il eut être utilisé pour faire la distinction entre nuage moléculaire où à lieu une flambée d'étoiles et nuage moléculaire formant des étoiles de façon normal . Les relations densité de gaz - SFR pour W43 et IRDC G035.39-00.33 furent comparées avec celles dérivées pour des galaxies externes (Kennicutt, 1998) et celles dérivées des régions de hautes densités formant des étoiles (Heiderman et al. 2010), voir les sections 2.3 et 3.4.2. Il ressort que W43 et IRDC G035.39-00.33 reposent dans le quadrant "flambée d'étoiles" cela dû au fait qu'elles forment des étoiles, et spécialement des étoiles massives, avec beaucoup d'efficacité. Ces deux régions méritent d'être investies plus avant puisqu'elles pourraient représenter un modèle miniature des processus physiques jouant dans les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles. Trouver plus d'exemples de flambée d'étoiles dans la voie lactée est nécessaire pour avoir une vue plus complète. Dans le diagramme densité de gaz - SFR, le complexe moléculaire W43 dans son entier se place entre les zones des galaxies spirales normales et les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles, probablement due au fait que c'est une région formant des étoiles massives, et ainsi traçant la même population stellaire que les mesures extragalactiques. D'un autre coté, les SFRs de IRDC G035.39-00.33 et W43-Main sont plusieurs ordre de grandeur au dessus de celles des galaxies, avec les mêmes densités de gaz (voir Fig. 2.7). Cette divergence est probablement crée par les différentes régions prises en compte dans cette étude. Une comparaison directe entre les relations galactiques et extragalactiques devraient en conséquence être précautionneuse. Cette étude montre aussi que l'intégralité des régions formant des étoiles massives, W43 par exemple, peuvent potentiellement être utilisées pour déduire les SFRs des galaxies. De plus, les régions formant des étoiles massives jouent probablement un rôle substantiel sur la dynamique à grandes échelles des galaxies, ce qui fût proposé pour être l'origine des relations densité de gaz - SFR pour les galaxies (Kennicut, 1998). La théorie des flots convergents est une des théorie prédominante pour expliquer la formation des nuages moléculaires et des étoiles, en particulier celles de grandes masses (Heitsch \& Hartmann, 2008). W43-Main et IRDC G035.39-00.33 forment des étoiles de grandes masses de manière efficace (voir chapitre 2 et 3). Ces régions montrent aussi des émissions étendues de SiO qui s'étendent jusqu'à l'échelle du parsec, sans être corrélées avec des protoétoiles proches. Des chocs provenant de flots sortant sont donc très peu probable pour expliquer ces émissions. Néanmoins, les observations traçant les hautes densités à travers W43-Main montrent qu'elle est en effondrement à de plus grandes échelles que celles des chocs. Ce fait pourrait suggérer que les émissions de SiO viennent de chocs à faibles vitesses à l'interface de collision crées par l'effondrement global. On s'attend à ce que ces chocs soient crées à ces fronts de collision, provoquant une élévation des instabilités dynamique et thermique, menant à une rapide fragmentation du nuage moléculaire et à la formation de corps denses massifs (Heitsch et al., 2008). Les conditions physique dans les modèles de flots convergents (T$\sim$20-100~K, v$\sim$1-10 $km.s^{-1}$) sont suffisantes pour générer des chocs C, mais pas des chocs J. Avec des flots convergents, on s'attend à ce que ces chocs soient largement répandus sur quelques parsecs, vu que la collision à virtuellement lieu partout dans le complexe (des centaines de parsecs). Sur une échelle bien plus large, différents filaments $H_I$ de W43 semblent converger avec un gradient de vitesse vers ces régions de chocs. Toutes ces structures sont baignées dans une grande enveloppe de $H_I$ (diamètre de 290 pc) qui peut être une rémanente du gaz $H_I$ tombé sur W43 pour former le gaz moléculaire. La position particulière de W43, à la jonction entre le bras du centaure et de la barre galactique, implique qu'il devrait subir une forte résonance donnant au gaz un fort moment cinétique pour s'écouler et se heurter violemment. De plus, dans d'autres régions de formation stellaire massive, bien qu'un peu plus faible, des signatures similaires de flots convergents ont étés observées (DR21, Schneider et al. 2010 ; Csengeri et al. 2011). Une conclusion ferme stipulant que les étoiles massives devraient se former d'une façon très dynamique est encore prématurée, mais les études de W43 et d'autres régions, semblent favoriser ce scénario. \\ Localisé à cette position avec des masse et densité extrêmes, et une anormale dispersion de vitesse, il est intéressant d'éclaircir pour W43 le rôle des flots convergents sur la formation des nuages moléculaires et des étoiles. Nous avons construit un grand catalogue contenant à la fois des données de continuum et de lignes moléculaires à travers cette région. Une analyse initiale a visé à étudier sa structure détaillée et sa cinématique. L'étude de sa chimie vient de commencer. Concernant les grandes échelles, nous sommes capable de caractériser les flots grandes échelles de $H_I$ qui forment les nuages moléculaires de W43 en utilisant les cartes de lignes spectrales de $H_I$ provenant des données VGPS. Les diagnostics des flots convergents sont approfondis en utilisant les données CO pour tracer les nuages de basse densité (Motte et al. en prép., Carlhoff et al. en prép.). Ces deux études sont complémentaires en ce qui concerne la cinématique et la dynamique des flots grandes échelles, et peuvent être couplées avec l'étude des activités de formation stellaire en utilisant les données \textit{Herschel} et \textit{Spitzer} pour former une vue cohérente depuis le gaz atomique diffus jusqu'aux clumps les plus denses formant des étoiles. Une recherche plus poussée aux petites échelles et elle aussi nécessaire. Dans le scénario des flots convergents, il semble que les filaments/ridges jouent un rôle majeur en accrétant de la masse sur les corps denses par des processus dynamiques. En prenant avantage des interféromètres existants, tels que IRAM PdBI, SMA, CARMA, nous étudions la cinématique des filaments/ridges en relation avec les corps formant des étoiles, à des résolutions de quelques arcsecondes. Avec l'arrivée prochaine d'ALMA, une nouvelle porte s'ouvre pour permettre la compréhension de la physique et de la chimie des corps et des filaments à des résolutions allant en dessous de l'arcseconde.

La formation stellaire a toujours été un des principal domaine de l'astronomie depuis sa naissance. Des processus physiques complexes à différentes échelles (depuis des échelles subparsec jusqu'à des centaines de parsecs) impactent la formation stellaire et font de son étude un sujet compliqué mais intéressant. Le concept basique du gaz interstellaire et de la poussière qui s'effondre une fois que la gravité dépasse la pression pour former des étoiles a été développé par Sir James Jeans en 1928 et par la suite confirmé observationnellement par de nombreux observateurs (e.g. Ambartsumian 1954). Durant les derniers siècles, le progrès de la compréhension de la physique fondamentale gouvernant la formation stellaire a été fait grâce à des observations et des simulations, en particulier avec l'avènement d'observations dans l'infrarouge et le millimétrique d'une part, et des gros supercalculateurs d'autre part. Un schéma unificateur de formation stellaire à vu le jour, statuant que les nuages moléculaires se forment depuis de larges structures de gaz atomique \hi qui se condensent, se fragmentent et forment du gaz moléculaire et de forte densité de poussière. Ils évoluent et forment des structures encore plus dense grâce à d'une part un effondrement gravitationnel et peut être aussi par le biais de flots convergents. En continuant de s'effondrer, ces structures vont former les corps denses qui fourniront la matière et les conditions initiales pour former une seule étoile ou un système multiple d'étoiles. Malheureusement, le détail de nombreux de ces processus n'est pas complètement compris. Aux échelles protostellaires, les questions restantes incluent le processus de la formation protoplanetaire, les mécanismes de mise en place des flots sortants, l'évolution chimique, pour n'en nommer que quelques unes. A des échelles beaucoup plus grandes, i.e. l'échelle des nuages moléculaires, nous ne comprenons pas encore comment les amas étoiles se forment, l'impact des nuages moléculaires sur la formation d'étoiles, la connection entre poussière, gaz et formation d'étoiles, par exemple. Au cours de cette thèse, j'ai pris pour objectif plusieurs problèmes : quel est le lien entre gaz, masse de poussière et taux de formation stellaire (stellar formation rate, ou SFR en anglais). Comment ce lien change entre des environnements galactiques et extragalactiques ? Est-ce que les nuages moléculaires et les étoiles se forment au travers du mécanisme dynamique de flots convergents ? Pour investiguer ces questions, j'ai étudié le contenu du gaz moléculaire et l'activité de formation stellaire de deux nuages moléculaires à différentes échelles spatiales : W43 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 100 pc et G035.39-00.33 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 10 pc , en utilisant différents traceurs de gaz et de poussière. Parmi eux, j'ai utilisé le \hi pour tracer le gaz atomique, CO pour tracer le gaz moléculaire, l'infrarouge lointain et le proche infrarouge pour tracer les activités de formation stellaires, et l'émission de lignes SiO pour tracer les chocs. Pour caractériser le complexe moléculaire de W43 nous avons utilisé un grand ensemble de données du continuum et des lignes moléculaires de traçage extrait de large survey galactique tels que ATLASGAL, GLIMPSE, VGPS et GRS (voir le chapitre 2 ou Nguyen Luong et al. 2011b). Le complexe W43 est remarquablement massif ($M_{total}$ $\sim$ 7.1 $\times 10^6 M_{\odot}$ sur une échelle spatiale de $\sim $140 pc) et a une très large distribution de vitesse de $\sim 22~km.s^{-1}$. Il est à une distance de $\sim$ 6 kpc du soleil, au point de rencontre entre le bras du centaure et de la barre galactique. Nous avons aussi trouvé que W43 a la plus grande concentration de "\textit{clumps}" massifs ($M_{clumps}$ $\sim$ 8.4 $\times 10^5 M_{\odot}$, 12\%), et contient quelques uns des plus denses corps du plan galactique (W43-MM1, W43-MM2 avec $n_{H_2}\sim 8 \times 10^4$ et $4\times 10^8 ~cm^{-3}$~respectivement). L'activité particulière de W43 suggère qu'il s'y passe une petite flambée d'étoiles ($SFR\sim 0.01~M_{\odot}~yr^{-1} $il y a 1 million d'années et $0.1 M_{\odot}yr^{-1}$ dans un futur proche). W43 est entourée par une enveloppe de gaz atomique de large diamètre ($\sim$290 pc), qui peut être la rémanente du gaz $H_I$ ayant formé le nuage moléculaire en premier lieu. Ces caractéristiques sont en accord avec l'appartenance de W43 à la région parfois appelée "anneau moléculaire" qui est connue pour être particulièrement riche en terme de nuages moléculaires et d'activités de formation stellaire. Voir Nguyen Luong et al. (2011b) pour détails. De plus, nous avons effectué, à travers l'ensemble du complexe W43, un nouveau survey avec le 30m de l'IRAM, pour observer les lignes moléculaires $^{13}CO~2-1$ et $C^{18}O~2-1$, les lignes moléculaires traçant le gaz dense telles que $HCO^+$, $N_2H^+$ à travers les sous-régions denses de W43 et un survey à 3~mm de largeur de bande de 8~GHz de W43-Main (voir le chapitre 4). Les résultats initiaux révèlent que les \textit{ridges} W43-MM1 et W43-MM2 subissent un effondrement global supersonic ($2 ~km.s^{-1}$), sur une échelle de quelques parsec. Cela a été mis à jour grâce à la comparaison et la modélisation des lignes d'émission des traceurs de l'optiquement épais tels que $H^{13}CO^+2-1, 1-0$. De l'émission étendue SiO 2-1 est aussi détectée à travers W43-Main, ce qui ne coïncide avec aucune signature de formation stellaire. Avec son lancement réussi, le satellite Herschel nous offre une nouvelle fenêtre d'observation pour l'étude des parties froides des nuages moléculaires, i.e. l'endroit où les étoiles se forment. Nous avons effectué un recensement des populations prestellaires/protostellaires et dérivé le taux de formation stellaire (SFR) pour le nuage W43. Un premier regard indique que W43 formera des étoiles avec efficacité dans le futur (voir section 5.3). Dans le chapitre 3, nous avons utilisé les données Herschel, Spitzer et ATLASGAL pour montrer que le filament IRDC G035.39-00.33 est froid (13-16~K) et dense ($n_{H_2}$ jusqu'à $9 \times 10^{22} cm^{-2}$), le qualifiant alors de "ridge". Ce ridge contient un total de 28 corps denses (FWHM$\sim$0.15 pc), parmi lesquels 13 corps denses massifs (MDCs) avec des masses allant de 20 à 50 $M_{\odot}$ et des densités entre $2-20\times10^5 cm^{-3}$. Les étoiles de masses moyennes jusqu'aux étoiles massives se forment potentiellement dans ces 13 MDCs. Étant donné leur concentration dans le filament IRDC G053.39-00.33, ils participent peut être à une petite flambée de l'activité de formation stellaire avec une SFE (efficience de formation stellaire) $\sim 15\%$, SFR$\sim 300 M_{\odot}~Myr^{-1}$, et $\sum_{SFR}\sim 40 ~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$(Nguyen Luong et al., 2011a). Le lien entre gaz et formation stellaire est évident. Schmidt (1959) fût le premier à énoncer qu'ils sont connectés via une relation entre densité de gaz et SFR : $\sum_{SFR}=A\sum^N_{gaz}$. Comme mentionné dans la section 1.3, cette relation empirique varie énormément en fonction de la nature de l'environnement, de la densité de gaz et des traceurs de formation stellaire que l'on utilise. Le diagramme densité de gaz vs SFR peut être utilisé pour distinguer les galaxies où à lieu une flambée d'étoiles des galaxies où la formation stellaire est normale (e.g. Daddi et al. 2010). Nous allons plus loin en proposant qu'il eut être utilisé pour faire la distinction entre nuage moléculaire où à lieu une flambée d'étoiles et nuage moléculaire formant des étoiles de façon normal . Les relations densité de gaz - SFR pour W43 et IRDC G035.39-00.33 furent comparées avec celles dérivées pour des galaxies externes (Kennicutt, 1998) et celles dérivées des régions de hautes densités formant des étoiles (Heiderman et al. 2010), voir les sections 2.3 et 3.4.2. Il ressort que W43 et IRDC G035.39-00.33 reposent dans le quadrant "flambée d'étoiles" cela dû au fait qu'elles forment des étoiles, et spécialement des étoiles massives, avec beaucoup d'efficacité. Ces deux régions méritent d'être investies plus avant puisqu'elles pourraient représenter un modèle miniature des processus physiques jouant dans les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles. Trouver plus d'exemples de flambée d'étoiles dans la voie lactée est nécessaire pour avoir une vue plus complète. Dans le diagramme densité de gaz - SFR, le complexe moléculaire W43 dans son entier se place entre les zones des galaxies spirales normales et les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles, probablement due au fait que c'est une région formant des étoiles massives, et ainsi traçant la même population stellaire que les mesures extragalactiques. D'un autre coté, les SFRs de IRDC G035.39-00.33 et W43-Main sont plusieurs ordre de grandeur au dessus de celles des galaxies, avec les mêmes densités de gaz (voir Fig. 2.7). Cette divergence est probablement crée par les différentes régions prises en compte dans cette étude. Une comparaison directe entre les relations galactiques et extragalactiques devraient en conséquence être précautionneuse. Cette étude montre aussi que l'intégralité des régions formant des étoiles massives, W43 par exemple, peuvent potentiellement être utilisées pour déduire les SFRs des galaxies. De plus, les régions formant des étoiles massives jouent probablement un rôle substantiel sur la dynamique à grandes échelles des galaxies, ce qui fût proposé pour être l'origine des relations densité de gaz - SFR pour les galaxies (Kennicut, 1998). La théorie des flots convergents est une des théorie prédominante pour expliquer la formation des nuages moléculaires et des étoiles, en particulier celles de grandes masses (Heitsch \& Hartmann, 2008). W43-Main et IRDC G035.39-00.33 forment des étoiles de grandes masses de manière efficace (voir chapitre 2 et 3). Ces régions montrent aussi des émissions étendues de SiO qui s'étendent jusqu'à l'échelle du parsec, sans être corrélées avec des protoétoiles proches. Des chocs provenant de flots sortant sont donc très peu probable pour expliquer ces émissions. Néanmoins, les observations traçant les hautes densités à travers W43-Main montrent qu'elle est en effondrement à de plus grandes échelles que celles des chocs. Ce fait pourrait suggérer que les émissions de SiO viennent de chocs à faibles vitesses à l'interface de collision crées par l'effondrement global. On s'attend à ce que ces chocs soient crées à ces fronts de collision, provoquant une élévation des instabilités dynamique et thermique, menant à une rapide fragmentation du nuage moléculaire et à la formation de corps denses massifs (Heitsch et al., 2008). Les conditions physique dans les modèles de flots convergents (T$\sim$20-100~K, v$\sim$1-10 $km.s^{-1}$) sont suffisantes pour générer des chocs C, mais pas des chocs J. Avec des flots convergents, on s'attend à ce que ces chocs soient largement répandus sur quelques parsecs, vu que la collision à virtuellement lieu partout dans le complexe (des centaines de parsecs). Sur une échelle bien plus large, différents filaments $H_I$ de W43 semblent converger avec un gradient de vitesse vers ces régions de chocs. Toutes ces structures sont baignées dans une grande enveloppe de $H_I$ (diamètre de 290 pc) qui peut être une rémanente du gaz $H_I$ tombé sur W43 pour former le gaz moléculaire. La position particulière de W43, à la jonction entre le bras du centaure et de la barre galactique, implique qu'il devrait subir une forte résonance donnant au gaz un fort moment cinétique pour s'écouler et se heurter violemment. De plus, dans d'autres régions de formation stellaire massive, bien qu'un peu plus faible, des signatures similaires de flots convergents ont étés observées (DR21, Schneider et al. 2010 ; Csengeri et al. 2011). Une conclusion ferme stipulant que les étoiles massives devraient se former d'une façon très dynamique est encore prématurée, mais les études de W43 et d'autres régions, semblent favoriser ce scénario. \\ Localisé à cette position avec des masse et densité extrêmes, et une anormale dispersion de vitesse, il est intéressant d'éclaircir pour W43 le rôle des flots convergents sur la formation des nuages moléculaires et des étoiles. Nous avons construit un grand catalogue contenant à la fois des données de continuum et de lignes moléculaires à travers cette région. Une analyse initiale a visé à étudier sa structure détaillée et sa cinématique. L'étude de sa chimie vient de commencer. Concernant les grandes échelles, nous sommes capable de caractériser les flots grandes échelles de $H_I$ qui forment les nuages moléculaires de W43 en utilisant les cartes de lignes spectrales de $H_I$ provenant des données VGPS. Les diagnostics des flots convergents sont approfondis en utilisant les données CO pour tracer les nuages de basse densité (Motte et al. en prép., Carlhoff et al. en prép.). Ces deux études sont complémentaires en ce qui concerne la cinématique et la dynamique des flots grandes échelles, et peuvent être couplées avec l'étude des activités de formation stellaire en utilisant les données \textit{Herschel} et \textit{Spitzer} pour former une vue cohérente depuis le gaz atomique diffus jusqu'aux clumps les plus denses formant des étoiles. Une recherche plus poussée aux petites échelles et elle aussi nécessaire. Dans le scénario des flots convergents, il semble que les filaments/ridges jouent un rôle majeur en accrétant de la masse sur les corps denses par des processus dynamiques. En prenant avantage des interféromètres existants, tels que IRAM PdBI, SMA, CARMA, nous étudions la cinématique des filaments/ridges en relation avec les corps formant des étoiles, à des résolutions de quelques arcsecondes. Avec l'arrivée prochaine d'ALMA, une nouvelle porte s'ouvre pour permettre la compréhension de la physique et de la chimie des corps et des filaments à des résolutions allant en dessous de l'arcseconde.

La première partie de cette thèse concerne la gestion des très grands catalogues astronomiques. Deux grands projets de cartographie du ciel dans l'infrarouge proche, DENIS et 2MASS, étaient en cours pendant ce travail de thèse. Je présente les méthodes de compression, sans perte d'information et préservant une indexation sur la base des positions célestes, développées pour les catalogues de sources ponctuelles de ces deux relevés. Le codage optimisé permet un gain de compression d'un facteur 1.5 à 2 par rapport à des algorithmes de type LZ77. Les premières versions des catalogues DENIS et 2MASS sont pleinement intégrées aux services du CDS (VizieR, Aladin), et donc interrogeables par le Web, avec des temps d'accès moyens inférieurs à 20 microsecondes par source. Dans le cadre du projet DENIS, le travail de validation des données a permis, dans un premier temps, la première diffusion publique pour ce relevé (\url(http://cdsweb.u-strasbg.fr/denis-public/)). La comparaison des données réduites par les deux chaînes de traitement DENIS (LDAC et PDAC) a ensuite permis de définir des critères de filtrage et d'utiliser les données PDAC pour l'étude de la structure Galactique. La deuxième partie de la thèse s'appuie sur une version modifiée du modèle de synthèse de populations stellaires de Besançon. Les lois de densité du disque ont été modifiées pour pouvoir simuler un disque stellaire gauchi et/ou évasé. Les comparaisons avec les données PDAC indiquent une échelle de longueur $h_R=2.5$~kpc pour le disque, avec une troncature à $R=14$~kpc. Je discute une méthode de reconstruction tridimensionnelle de l'extinction par ajustement du modèle sur les données DENIS. Le gauchissement du disque galactique est observé entre $l=230$ et 330\degres\xspace, et se traduit par une inclinaison du disque stellaire vers $b<0$, comme pour le gaz. Le gauchissement commence près de la position du Soleil ($R=8.4$~kpc), et l'origine de l'évasement montre une dépendance en longitude.

Cette thèse présente les résultats d'une étude du milieu interstellaire local basée sur les mesures de rougissement dû aux poussières (excès de couleur E(B-V)), de l'émission thermique des poussières à 353 GHz (épaisseur optique des grains tau353), du rayonnement diffus γ produit par l'interaction des rayons cosmiques avec le gaz, de l'émission free-free du gaz ionisé et des raies d'émissions des atomes HI et des molécules CO. Ces traceurs permettent de sonder la quantité totale de gaz ainsi que celle dans les différentes phases du milieu interstellaire. L'objectif de cette étude est de tester la capacité de ces traceurs à estimer les quantités de gaz, de chercher des effets d'environnement et de comparer les tendances observées aux prédictions des modèles théoriques. Nous avons étudié plus particulièrement la région de l'anticentre galactique. L'information sur la vitesse du gaz apportée par les raies d'émission HI et CO a été utilisée pour séparer dans l'espace position-vitesse six complexes de nuages locaux et pour les séparer de l'arrière-plan galactique. Ces complexes incluent les nuages bien connus de Taurus-Auriga, California et Perseus / This thesis presents the results of a study of the local interstellar medium based on several tracers: the dust reddening (color excess E(B-V), the dust thermal emission of dust at 353 GHz (optical thickness of the grains tau353), the diffuse γ-ray emission produced by the interaction of cosmic rays with gas, the free-free emission of the ionized gas and the emission lines of HI atoms and CO molecules. These tracers probe the total quantity of gas as well as the quantity of gas in the different phases of the interstellar medium. The main objectives of this study are to test the capability of these tracers to estimate gas quantities, to search for environmental effects and to compare observed trends with the predictions of theoretical models.We have studied more specifically the region of the Galactic anticenter. The information on the velocity of the gas provided by the HI and CO emission lines was used to separate six local cloud complexes in the longitude-latitude-velocity and to separate them from the Galactic background. These complexes include the well-known clouds of Taurus-Auriga, California and Perseus

Deux analyses sont présentées dans cette thèse. Une première analyse exploite les données du télescope à neutrino ANTARES pour sonder la présence d'un flux de neutrino diffus galactique. Cette analyse se base sur un modèle récent de propagation des rayons cosmiques dans la galaxie, le modèle KRAγ. Ce modèle prédit un flux de neutrinos particulièrement élevé et proche de la sensibilité des télescopes à neutrinos actuels. Il existe deux versions de ce modèle correspondant à différentes coupures sur l'énergie des rayons cosmiques, à 5 et 50 PeV/nucléon. Une méthode de maximisation d'une fonction de vraisemblance est utilisée pour prendre en compte les caractéristiques du modèle, autant spatiales qu'en énergie. Cette analyse a également été combinée avec les données de l'expérience IceCube dans le but d'exploiter au mieux les données actuelles. Des limites ont été mises sur ce modèle rejetant la version avec une coupure à 50 PeV et limitant la version avec une coupure à 5 PeV à moins de 1,2 fois le flux prédit par le modèle. Une deuxième analyse de suivi du signal d'ondes gravitationnelles GW170817 par le télescope à neutrino ANTARES est également présentée. Le signal d'onde gravitationnelles GW170817 résulte de la coalescence d'une binaire d'étoiles à neutrons. Cette deuxième analyse a pour objectif de sonder la présence d'un flux de neutrinos provenant de cet événement en cherchant des neutrinos corrélés spatialement et temporellement. J'ai pris part à cette analyse en y ajoutant les événement de type cascade. Aucun événement n'a été détecté en corrélation, des limites ont été mises sur le flux de neutrino attendu. / Two analyses are detailed in this thesis. A first analysis exploit the data of the ANTARES neutrino telescope to probe the presence of a Galactic diffuse neutrino flux. This analysis is based on a recent model of cosmic ray propagation in the Galaxy, the KRAγ model. This model predict a neutrino flux particularly high and close to the sensitivity of the current neutrino telescopes. Two versions of this model exist corresponding to different cuts in the cosmic ray energy, one at 5 PeV/nucleon and an other one at 50 PeV/nucleon. A method of maximization of a likelihood function is used in order to account for the model characteristics in energy and space. The analysis has also been combined with the data of the IceCube experiment in order to exploit all the available data. Limits have been put on this model rejecting the version of the model with the 50 PeV cut and limiting the version with the 5 PeV cut to less than 1.2 times the predicted flux.A second analysis of gravitational wave signal follow-up by the ANTARES neutrino telescope is also presented in this work. The GW170817 gravitational wave signal results from the coalescence of a binary neutron star system. This second analysis aims at probing the presence of a neutrino flux coming from this event looking for neutrino events correlated in space and time. I took part to this analysis by adding the shower-like event sample. No event has been detected in correlation, limits have been put on the expected neutrino flux.

L'utilisation des microlentilles gravitationnelles dans la recherche d'exoplanètes a débuté en 1995. Les premiers résultats furent rapides, puisque la première exoplanète fut détectée en 2003 par les collaborations MOA et OGLE. Aujourd'hui, plus de vingt exoplanètes ont été publiées et ce nombre va considérablement augmenter dans les prochaines années avec le lancement des télescopes de surveillance KMTNet et les observatoires spatiaux EUCLID et WFIRST. Lorsqu'une étoile "proche", la microlentille, croise la ligne de visée entre la Terre et une étoile plus distante, la source, le flux de cette dernière est alors amplifié. Si par chance, une planète orbite autour de cette lentille, elle va également produire une amplification de faible amplitude. La courbe de lumière de l'évènement présente alors une signature typique : la déviation planétaire. Dans ce manuscript, nous présentons tous les outils théoriques et observationnels nécessaires à la détection d'exoplanète par la méthode des microlentilles gravitationnelles. Nous présentons ensuite l'étude de deux cas spécifiques : MOA- 2010-BLG-411Lb, une binaire composée d'une naine brune autour d'une naine M, et MOA-2010-BLG-477Lb, un super-Jupiter orbitant une étoile M. Une uniformisation des résultats sur les planètes détectées par effet de mircolentille gravitationnelle est également présentée. Deux problèmes majeurs compliquent la détection de planètes par la méthode des microlentielles gravitationnelles. Premièrement, le phénomène de microlentille gravitationnelle est peu probable pour une étoile donnée (une chance sur un million). Il faut donc observer des champs très riche en étoiles, tel que le Bulbe Galactique. Chaque nuit, les collaborations OGLE et MOA observe le Bulbe Galactique afin de repérer les évènements de microlentilles. Le second problème est que les déviations planétaires sont très courtes, d'une durée d'une heure à quelques jours pour les planètes les plus massives. Il faut donc observer les évènements de microlentilles en continu. C'est pour cela qu'une batterie de télescopes est répartie sur tout l'Hémisphère Sud. Le nombre d'évènements détectés chaque saison a considérablement augmenté durant les dernières années, obligeant les télescopes de suivi à faire des choix quand aux cible à observer. Nous avons décidé de développer un nouveau logiciel automatique permettant de faire ce choix à notre place. Il a été testé sur quatre années d'observations et l'analyse statistique des résultats est présentée. Nous espérons utiliser ces nouveaux résultats pour mieux contraindre un modèle de notre Galaxie.

Le LAT est l'instrument principal du satellite Fermi et permet d'étudier le ciel en rayons gamma de 20 MeV à plus de 300 GeV. Sa sensibilité accrue a permis l'augmentation du nombre de sources détectées dans le domaine des hautes énergies. Une partie importante de celles-ci n'a pas de contrepartie connue et une étude multi-longueur d'onde est nécessaire afin de comprendre l'origine du signal observé. Dans un premier temps, cette thèse présente l'étude morphologique et spectrale détaillée de la source non-identifiée HESS J1745--303, qui a été découverte dans le domaine gamma par l'expérience H.E.S.S. en 2006 puis analysée spécifiquement dans un article de 2008, à l'aide des données du LAT. Deux sources ponctuelles situées à une localisation proche de HESS J1745--303 sont présentes dans le catalogue à deux ans de données de Fermi (2FGL) mais une analyse dédiée de cette région est néanmoins nécessaire vu sa complexité. Elle est en effet localisée à ~1° du Centre Galactique et à moins de 0.5° du pulsar de la Souris, les deux sources les plus brillantes en gamma dans cette région. Les différents processus d'émission de photons sont présentés dans un second temps. Leurs simulations permettent d'effectuer une étude approfondie de l'origine de l'émission détectée aux hautes et très hautes énergies par le LAT et par H.E.S.S. L'émission de cette source reste en effet encore énigmatique de nos jours et une étude multi-longueur d'onde est effectuée afin de contraindre les modèles d'émission.