Dissertation--Heildelberg--Rupertus Carola university, 1999. / Résumé en anglais et allemand. Bibliogr. p. 89-96.

Les vents galactiques jouent un rôle important dans l'évolution des galaxies et du milieu intergalactique. Les supernovae se produisant peu de temps après un sursaut de formation d'étoiles dans une galaxie créent un vent cohérent enrichi en métaux. Ce projet de maîtrise visait à créer, en collaboration avec mon superviseur Hugo Martel et son chercheur postdoctoral Matthew Pieri, une simulation semi-analytique de type Monte Carlo dans laquelle les vents galactiques anisotropes seraient représentés par deux cônes sphériques voyageant dans des directions opposées. Cette simulation suit la formation de ~ 20 000 galaxies à l'intérieur d'un volume cubique comobile de (12h ^pc) 3 , dans un univers ACDM. Les vents produits par ces galaxies pourront soit souffler le gaz d'un halo en processus d'effondrement avoisinant, empêchant ainsi sa formation, soit déposer des métaux dans le milieu intergalactique, contribuant ainsi à la formation plus rapide de nouvelles galaxies. Les vents galactiques anisotropes suivent la direction de moindre résistance et, par conséquent, voyagent de préférence dans les régions de faible densité, loin des structures cosmologiques dans lesquelles les galaxies se forment. Les vents galactiques anisotropes peuvent enrichir en métaux plus efficacement les régions de faible densité. À l'opposé, dans les milieux de haute densité, il y a moins de croisements entre les vents anisotropes provenant d'une même structure cosmologique. L'enrichissement de cette structure est donc grandement réduit. Les vents hautement anisotropes peuvent traverser les vides cosmologiques et déposer des métaux dans d'autres structures cosmologiques. / Galactic outflows play an important role in the evolution of galaxies and the intergalactic medium. Supernovae following a starburst in a galaxy create a coherent metal-enriched outflow. The aim of tins master project was to create, in collaboration with my supervisor Hugo Martel and his postdoctoral researcher Matthew Pieri, a semi-analytical Monte Carlo simulation in which galactic outflows are represented as two spherical cones travelling in opposite directions. This simulation tracks the formation of ~ 20 000 galaxies in a comoving cubic volume of size (12h 1Mpc)3 , in a ACDM universe. Outflows produced by those galaxies could either blow away the gas of a halo in process of collapsing, thus preventing its formation, or deposit metals in the intergalactic medium, and so contribute to a faster formation of new galaxies. Anisotropic outflows follow the path of least resistance and thus travel preferentially into low-density regions, away from cosmological structures where galaxies form. Anisotropic outflows can significantly enrich low-density Systems with metals. Conversely, in the high-density regions, there is less crossing between anisotropic outflows located in a common cosmological structure, so the enrichment in this structure is significantly reduced. Highly anisotropic outflows can travel across cosmological voids and deposit metals in other, unrelated cosmological structures.

Thèse de doctorat : Astrophysique : Strasbourg 1 : 2008. / Titre provenant de l'écran-titre. Notes bibliogr.

Thèse doctorat : Astronomie : Strasbourg 1 : 2006. / Titre provenant de l'écran-titre. Bibliogr. 7 p.

Ce projet a pour but d'examiner l'influence à grande échelle des vents en provenance des noyaux actifs de galaxies (NAG) sur l'enrichissement en métaux du milieu intergalactique. Un modèle semi-analytique de vents de NAG anisotropes est implémenté dans des simulations à N-corps suivant un modèle cosmologique ACDM. Les NAG évoluent dans une boîte de dimension (128 h-1Mpc)3, à partir d'un décalage vers le rouge initial z = 24 jusqu'à un décalage vers le rouge final de z = 0, en utilisant une fonction de luminosité observationnelle des quasars afin d'obtenir leur distribution en décalage vers le rouge et en luminosité, et un modèle analytique pour décrire l'expansion de leurs vents. Le volume enrichi en métaux par les vents anisotropes de la population cosmologique de NAG est calculé et analysé au cours du temps de Hubble. Le volume enrichi obtenu est relativement faible à z > 2.5 et croît rapidement par la suite jusqu'à z = 0. Les vents de NAG enrichissent une fraction de 0.65 - 1.0 du volume cosmologique total à l'époque actuelle, pour différentes valeurs des paramètres de notre modèle. Les vents plus anisotropes enrichissent préférentiellement les régions de faible densité, et ce, de façon plus accentuée à haut décalage vers le rouge et moindre à faible décalage vers le rouge.

Cette thése est dédiée à la mesure des anisotropies du Fond Diffus Cosmologique (CMB) ainsi qu'à la caractérisation des émissions d'avant-plan galactiques. Les travaux que nous avons réalisés s'inscrivent dans le cadre de la préparation à l'analyse des données du satellite PLANCK. Cette thèse débute pas une description du modèle de Big Bang chaud et de la physique du CMB. Ensuite un état des lieux des expériences dédiées à la mesure du CMB est dressé, donnant lieu à la présentation des expériences Archeops, WMAP et PLANCK. Une deuxième partie est dédiée à la présentation des émissions galactiques diffuses puis à l'étude de ces émissions dans le plan galactique, permettant d'établir des cartes partielles des variations spatiales de la température des grains de poussière et des indices spectraux des émissions synchrotron et de poussière. Une troisième partie est dédiée à l'étude des deux principales émissions galactiques polarisées diffuses : les émissions synchrotron et de la poussière. Nous avons étudié des modèles effectifs de ces émissions basés sur l'utilisation de cartes-patron. Ensuite nous avons construit des modèles basés sur la physique de ces émissions et les avons comparés aux données Archeops et WMAP afin de contraindre les paramètres de ces modèles. Ceci nous permet de proposer pour la première fois un modèle cohérent de ces deux émissions. Ensuite nous fournissons une méthode pour améliorer ces contraintes à l'aide des données PLANCK. Dans une dernière partie nous étudions les spectres de puissance angulaires de ces émissions galactiques et estimons la contamination du signal CMB par ces émissions d'avant-plan. Enfin nous proposons une méthode pour minimiser la contamination du signal CMB de PLANCK par l'émission de la poussière.

L'oxygene est l'un des elements les plus abondants dans le milieu interstellaire. Il est par consequent primordial de chercher a comprendre sa chimie et sous quelle forme il se trouve dans les differentes phases de ce milieu. Les contraintes imposees par les observations SWAS et ISO representent un defi pour les theoriciens car elles mettent en defaut les modeles etablis jusqu'a ce jour. Sous quelles formes se trouvent l'oxygene dans les nuages moleculaires et quelles sont les principales especes porteuses d'oxygene responsables du refroidissement? L'oxygene atomique est l'un des principaux agents de refroidissement du milieu interstellaire a travers ses transitions fondamentales dans l'infrarouge. Je presenterai dans un premier temps les outils utilises au cours de mon travail de recherche et particulierement l'instrument ISO/LWS utilise pour les observations de l'oxygene atomique. J'introduirai alors les observations obtenues en direction de complexes de formations d'etoiles (regions HII) lointaines dans notre Galaxie. Le rayonnement ultraviolet lointain des etoiles massives illumine et photo-dissocie la matiere environnante en creant une region de photo-dissociation (PDR). Les raies infrarouges emises par le gaz dans ces regions ([OI] 63 microns, [OI] 145 microns et [CII] 158 microns) dominent le refroidissement dans le milieu interstellaire. L'absorption du rayonnement continu intense emit par ces regions sur la ligne de visee va permettre de tracer les nuages moleculaires presents dans les bras spiraux de la Galaxie. Je presenterai le travail de modelisation des spectres infrarouges en direction de deux PDRs spectaculaires W49N et Sagittarius B2 afin de caracteriser a la fois la PDR emettrice et les nuages moleculaires presents sur la ligne de visee. Une des conclusions de ce travail, en desaccord avec les modeles theoriques, implique que la majeure partie de l'oxygene en phase gazeuse dans les nuages moleculaires se trouve sous forme atomique. Ces observations sont en accord avec celles du satellite SWAS qui montrent que l'abondance du dioxygene (O2) est beaucoup plus faible que celle predite par les modeles. Ces resultats devraient permettre de mieux contraindre les futurs modeles theoriques. Ce travail a permis de mettre en evidence le caractere spectaculaire du complexe de formation d'etoiles W49N qui apparait comme l'une des regions HII les plus lumineuses de la Galaxie. Cette region est tres jeune et les proto-etoiles massives recemment formees et enfouies dans leur cocon n'ont pas eu le temps de disperser les nuages moleculaires environnants.

Dans la magnétosphère de Saturne les ceintures de radiation de protons de haute énergie (de l'ordre de quelques MeV) s'avèrent être isolées de la magnétosphère moyenne et externe, et la source de ces protons de haute énergie devraient être liée aux rayons cosmiques galactiques (GCR). Pour valider cette hypothèse il est d'abord nécessaire de détenniner le flux de GCR accédant à Saturne de manière réaliste. Auparavant, seulement des tentatives théoriques ont été effectuées afm de vérifier cette idée. Dans cette thèse, pour la première est développée nne solution numérique pour la détermination de l'accès des GCR à l'atmosphère et aux anneaux de Saturne. La méthode proposée est basée sur le traçage de particules chargées et le code a été développé spécifiquement pour la magnétosphère de Saturne. Lors de la validation de la méthode les observations de Cassini MIMI1 LEMMS acquises pendant les survols de Rbéa et de Dioné ont été modélisées à l'aide du traceur et les résultats obtenus ont été comparés aux observations. TI a été découvert que le << draping >> des lignes de champ magnétique autour de ces satellites de glace, même si il produit des perturbations locales de seulement quelques pour cent du champ magnétique ambient, peut produire des changements mesurables dans la distribution spatiale et l'énergie des flux des ions énergétiques mesurés par MIMI1 LEMMS. Ces résultats sont importants pour l'interprétation correcte des données MIMI 1 LEMMS, et offrent des fonctionnalités pour l'étalonnage croisé précis en vol des instruments. Après cette validation du traceur de particules il a été appliqué pour un calcul à rebours dans le temps des GCR accédant à Saturne. L'énergie d'accès des GCR a été obtenue, les spectres des GCR ont été reconstruits et le flux intégré de GCR autour de Saturne et de ses anneaux a été calculé. Les résultats obtenus sont essentiels pour la compréhension de la formation des ceintures de radiation de protons, ainsi que pour la future investigation du processus CRAND sur Saturne, pour l'évaluation de l'intensité de la ceinture de radiation intérieure et pour d'autres projets, discutés dans cette thèse. / The MeV proton radiation belts of Saturn are isolated from the middle and outer magnetosphere and the source of these high energy protons should be related to the access of Galactic Cosmic Rays (GCRs) in the system. To validate this hypothesis it is first of all necessary to determine the realistic spectrum of GCRs at Saturn. Previously only theoretical attempts were performed in order to calculate the GCR spectra. In this thesis I provide for the first time the numerical solution for the determination of the GCR access to the upper atmosphere and rings of Saturn. The proposed method is based on the charged particle tracing technique and a code that was developed specifically for this purpose. For the validation of the code, the Cassini MIMI/LEMMS observations during the Rhea and Dione flybys were modeled using the tracer and the obtained results were compared to the observations. It was demonstrated that even a weak perturbation of the magnetic field lines can produce measurable changes in the spatial and energy distribution of fluxes measured by MIMI/LEMMS that can be accurately simulated by particle tracing. These results are important for the correct interpretation of the MIMI/LEMMS data, and offer capabilities for a precise in-flight instruments' cross-calibration besides the validation of our simulation code. After this validation the particle tracer was applied for simulating the access of the GCRs. The GCRs access to the rings and atmosphere was obtained, the GCRs spectra were reconstructed and were in part also validated using additional Cassini observations. Dependencies of the spectral parameters on the time, incidence direction, etc., were also obtained offering all necessary information for simulating the interaction of GCRs with the Saturnian system during different phases of the Cassini mission. That includes also the Proximal orbits of 2017, during which Cassini will sample for the first time the radiation belts inside the D-ring of the planet, a region which is likely populated only by GCR secondaries.

Dans l’Univers, on observe des galaxies lointaines ne formant plus d’étoiles, mais les astrophysiciens n’ont pas encore identifié avec certitude les phénomènes physiques à l’origine de leur “mort”. Pour apporter des éléments de réponse, je me suis penchée sur l’étude de phénomènes qui pourraient y jouer un rôle : les processus de rétroaction des étoiles et des trous noirs supermassifs actifs, la formation stellaire, et les vents galactiques. Le Chapitre 1 présente toutes les notions nécessaires à la compréhension du problème : les caractéristiques des galaxies typiques de l’Univers proche et lointain ; les vents galactiques ; la mort des galaxies; les trous noirs supermassifs actifs (noyaux actifs de galaxies, AGN) et les étoiles ; et leur rétroaction. Dans le Chapitre 2, je présente les techniques numériques utilisées : le code de simulations astrophysiques RAMSES et le code de transfert radiatif Cloudy, que j’ai utilisé pour développer une méthode de calcul de l’état d’ionisation d’une galaxie, détaillée au Chapitre 3. Le Chapitre 4 étudie le couplage entre les trous noirs actifs et les étoiles, avec le projet POGO, Origines Physiques des Vents Galactiques. Durant cette thèse, j’ai montré que les trous noirs actifs n’étaient pas en mesure de tuer subitement leur hôte, même en prenant en compte la rétroaction des étoiles, et que leur couplage peut réduire ou renforcer les vents dans les galaxies en fonction de leur masse. Le Chapitre 5 fait un état de l’art du domaine avant et pendant mon doctorat, reprend les conclusions de cette thèse et donne quelques perspectives, notamment en ce qui concerne le rôle additionnel des rayons cosmiques dans la mort des galaxies / In the Universe, we observe galaxies forming no, or almost no, stars anymore, but astrophysicists do not know yet what physical mechanisms cause their “death”. To give clues to solve the problem, I studied feedback processes from stars and active supermassive black holes, star formation and galactic outflows. Chapter 1 presents all the notions to understand the problem: the characteristics of typical galaxies in the local and distant Universe, galactic outflows, galaxy death, active supermassive black holes, stars, and their feedback processes. In Chapter 2, I describe the numerical techniques I used: the simulation code RAMSES, and the radiative transfer code Cloudy, which I used to develop a computation method to get the ionization state of an entire galaxy. This method is presented in Chapter 3. Chapter 4 studies the coupling between the feedback processes of active supermassive black holes and stars, with the POGO project, Physical Origins of Galactic Outflows. During this thesis, I showed that typical active supermassive black hole cannot suddenly kill their host, even when stellar feedback processes are accounted for, and that their coupling either reduces or enhances the mass outflow rate depending on the mass of the host. In Chapter 5, I give a state-of-the-art about active supermassive black holes before and during my thesis, sum up the conclusions of the work, and give perspectives to enlarge the scope of the study, especially regarding the additional role of cosmic rays in the death of galaxies

Les observations des étoiles de type T Tauri ont mis en évidence le très grand nombre de systèmes binaires parmi cette classe d'objets stellaires jeunes. Cette constatation, associée à celle de l'influence de la déformation des disques circumstellaires sur les distributions spectrales d'énergie des T Tauri, nous a conduit à étudier les effets de marée dans les sytèmes binaires d'étoiles jeunes. Dans un premier temps, nous avons donc calculé la perturbation engendrée par des effets de marée dans un disque circumstellaire, auto-gravitant ou d'accrétion. De façon à obtenir un développement analytique, nous avons dans cette étude supposé la perturbation faible. Pour évaluer l'incidence de cette déformation sur la distribution spectrale d'énergie, nous avons ensuite calculé l'énergie émise dans une direction donnée par le système constitué du disque déformé et de l'étoile située en son centre. Cette étude a quant à elle été menée dans le cas d'une déformation d'amplitude quelconque, et rien n'a été négligé du point de vue géométrique, c'est-à-dire qu'ont été prises en considération l'ombre portée par le disque sur l'étoile et celle portée par l'étoile sur le disque. Puis nous avons appliqué ces deux études aux systèmes binaires d'étoiles jeunes de type T Tauri. Nous avons ainsi montré que dans le cas de faibles perturbations, c'est-àdire de systèmes binaires dans lesquels la séparation entre les deux composantes est supérieure ou de l'ordre de la centaine d'unités astronomiques, les effets de marée dans le disque circumstellaire ont une incidence tout à fait significative sur le domaine submillimétrique de la distribution spectrale d'énergie. Pour évaluer l'influence de ces effets dans les systèmes binaires plus serrés, nous avons ensuite décrit la déformation de manière paramétrique. Les distributions spectrales d'énergie obtenues alors nous conduisent à proposer une nouvelle interprétation des observations d'objets stellaires jeunes de classe I, et nous permettent également de reproduire des distributions spectrales d'énergie d'étoiles de type T Tauri ayant un fort excès dans l'infra-rouge. Enfin, nous abordons de façon préliminaire le problème de l'influence de la déformation sur le taux d'accrétion dans le disque.