Durant cette thèse, nous avons exploré l'impact qu'engendre une modification de la gravitation sur les courants de marée. Nous avons effectuer les premières simulations N-corps de la formation d'un courant de marée galactique dans le paradigme MOND. Nous avons comparer les résultats ainsi obtenus aux prédictions du modèle standard de la cosmologie, ΛCMD, dans le but de trouver des différences entres-elles qui pourraient être observables. Nous avons remarqué que la brisure du principe d'équivalence fort engendrée une telle modification de la gravitation conduisait les amas globulaires à avoir une morphologie ovoïdale, contrairement à la dynamique Newtonienne où ceux-ci sont elliptiques. Cette morphologie des amas génère également une asymétrie de longueur et de nombre entre les deux bras d'un courant de marée similaire à celle observée récemment dans le courant de Palomar 5. / During this thesis, we explored the impact of a modification of the gravitation on the tidal streams. We made the first N-body simulations of the formation of a galactic tidal stream in the MOND paradigm. We compared the results obtained with the predictions of the standard model of the cosmology, ΛCMD, with the aim of finding differences between them that can be observed. We have noticed that the break of the strong equivalence principle generated by a such modification of the gravitation led to a lopsided morphology of the globular clusters, contrary to their elliptical shape in Newtonian dynamics. This morphology of the cluster also generates an asymmetry of length and of number between the two arms of a tidal stream similar to that observed recently in the Palomar 5 stream.

Ma thèse est centrée sur l'étude de l'interaction entre les étoiles massives et le milieu environnant. Je suis particulièrement intéressé par l'effet qu'ont ces étoiles sur les jeunes objets stellaires observés autour d'elles. Les étoiles massives forment des régions d'hydrogène ionisé (HII) dont l'expansion supersonique conduit à la formation d'une couche de gaz et de poussières où les conditions paraissent favoriser la formation stellaire. Mon travail consiste à étudier les propriétés des jeunes objets stellaires autour de ces régions HII et à savoir si la région HII a influencé positivement la formation de ces sources.En utilisant les données Herschel, issues des programmes HOBYS et Hi-GAL, complétées par d'autres observations, j'ai étudié deux régions HII galactiques (RCW~79 et RCW~120) afin de caractériser la formation stellaire observée à leurs frontières. Pour étudier l'impact de la photoionisation, j'ai calculé le taux de formation stellaire (SFR) pour ces deux régions. Cette grandeur suggère que RCW~79 et RCW~120 sont des régions de formation stellaire actives malgré leur relative faible densité surfacique de gaz. Une nouvelle étude de la région G345 est en cours. Cette région HII est située au-dessus du plan galactique et forme activement des étoiles. Avec les données disponibles, les propriétés de la formation stellaire seront discutées. Cette étude nous donne l'opportunité de mieux comprendre les effets de la photoionisation en dehors du plan galactique. Cette région viendra augmenter notre échantillon de régions HII, ce qui est nécessaire pour avoir une vision globale des mécanismes en jeu et pour mieux comprendre l'efficacité de la formation stellaire. / My PhD thesis deals with the study of the interaction between high mass stars and their surrounding medium. I am particularly interested in the way high-mass stars affect the young stars observed around them. Massive stars form ionized (HII) regions which, during their supersonic expansion, lead to the formation of a layer of gas and dust where the conditions seem to favor star formation. My work aims at understanding the properties of star formation around Galactic HII regions.Using \herschel\, data (HOBYS and Hi-GAL programs) complemented with ancillary data, I studied two Galactic \HII\, regions (RCW~79 and RCW~120) to characterize the star formation observed at their edges. To study the impact of the ionization pressure, I computed the Star Formation Rate (SFR), which suggests that RCW~79 and RCW~120 are active star-forming regions despite their low gas surface density.A new study about the G345 region is in progress. This HII region is located above the Galactic plane and is actively forming stars. With the data available, the star formation's properties is being derived such as the spatial distribution of clumps, their stellar content, the SFR and CFE. This new study offers another opportunity to better understand the photoionization feedback out of the Galactic plane. Moreover, this will complete the sample of detailed studies of \HII\, regions, allowing us to obtain a global view of the mechanisms at play and of the efficiency of star formation in these regions.

L'âge des galaxies est un paramètre crucial dans le cadre des modèles de formation et d'évolution des galaxies. Ma thèse se base sur l'étude de cette quantité physique dans le cadre du sondage profond de VIMOS (VUDS). Ce sondage permet d'étudier les galaxies dans l'univers jeune et de remonter au moment où il était agé de seulement quelques centaines de millions d'années. Durant ce doctorat, j'ai pu prendre part au traitement des données de ce sondage et j'ai été responsable de l'ensemble de la correction des spectres du sondage. J'ai également modifié et amélioré le logiciel GOSSIP qui est un logiciel d'ajustement de modèle de galaxie permettant d'extraire les paramètres physiques des galaxies. L'utilisation de ce logiciel m'a permis d'étudier l'extinction par le milieu intergalactique des galaxies ainsi que leurs âges. Ceci m'a permis d'étudier l'époque de formation des galaxies ainsi que l'évolution du paramètre de Hubble. / Age of galaxie is a crucial parameter in the framework of galaxy formation and evolution. This thesis is based on the study of this parameter in the framework of the VIMOS Ultra Deep Survey. This galaxy survey allows to study galaxies when the universe was young and to go back when it was few hundreads of million years old. During this PhD I could take part of the data processing and I was responsible of all the spectroscopic corrections. I also implemented and improved the GOSSIP software. This software is a template fitting program that allows the extraction of galaxy physical parameters. The use of this software allowed me to study the extinction of the Inter Galactic medium (IGM) as well as their ages. I could then study the epoch of galaxy formation and the evolution of the Hubble parameter

La découverte d'une population de galaxies submillimétrique (SMG) obscurcies par la poussière à grand décalage spectral, à l'aide de caméras submm, a révolutionné notre connaissance de l'évolution des galaxies et de la formation stellaire dans les conditions physiques extrêmes. Elles sont les flambées de formation stellaire les plus intenses dans l'Univers, approchant la limite d'Eddington et sont considérées comme les progéniteurs des galaxies actuelles les plus massives. Les modèles théoriques d'évolution de galaxies ont été remis en question par la découverte d'un grand nombre de SMGs à grand décalage spectral. Quelques unes sont fortement lentillées gravitationnelement par une galaxie. Les grands relevés extragalactiges récemment effectués en ont découvert plusieurs centaines, ouvrant de nouvelles opportunités pour observer le milieu interstellaire dans ces objets exceptionnels.Nous avons donc sélectionné un échantillon de SMG fortement lentillées à l'aide des densités de flux submm du relevé Herschel-ATLAS. À l'aide des télescopes de l'IRAM, nous avons construit un échantillon de 16 SMG détectés par la raie de l'eau. Nous avons trouvé une corrélation linéaire forte entre les luminosité d'H2O et infrarouge totale. Cela indique le rôle important du pompage IR lointain dans l'excitation des raies de l'eau. En utilisant un modèle de pompage IR lointain, nous avons obtenus les propriétés physiques du gaz et de la poussière. Nous avons montré que l'eau trace un gaz chaud et dense qui peut être étroitement lié à la formation des étoiles. Plusieurs raies d'H2O+ ont également été détectées dans trois SMG, montrant une corrélation étroite entre les luminosités des raies de H₂ O/H₂ O+ des ULIRG locales aux SMG. Le rapport de flux H2O+/H2O suggère que les rayons cosmiques provenant des activités fortes de formation stellaire sont probablement à l'origine de la chimie de l'oxygène.Nous avons observé de multiples transitions de CO dans chacune de nos SMG. Nous avons mis en évidence un effet significatif de lentillage différentiel qui peut entraîner une sous-estimation de la largeur de raie d'un facteur ~2. A l'aide d'une modélisation de type LVG et en utilisant une approche bayésienne, nous avons estimé la densité et la température du gaz, ainsi que sa densité de colonne. Nous avons ensuite mis en évidence une corrélation entre la pression thermique du gaz et l'efficacité de la formation stellaire. Nous avons également étudié les propriétés globales du gaz moléculaire et sa relation avec la formation d'étoiles ainsi que le rapport masse de gaz sur poussière et le temps d'épuisement du gaz. La détections de raies de carbone atomique dans ces SMG a étendu la corrélation linéaire locale entre luminosité des raies de CO/CI. Enfin, nous avons comparé les largeurs de raie de CO/H₂ O et constaté qu'elles étaient en bon accord. Cela suggère que les régions émettrices soient co-spatiale.Afin de comprendre les propriétés des émissions moléculaires dans ces sources, et plus généralement, leur structure et leur propriétés dynamiques, il est crucial d'acquérir des images à haute résolution angulaire. Nous avons donc observé deux sources avec ALMA/NOEMA en configuration étendue. Ces données nous permettent de reconstituer la morphologie intrinsèque de la source. Les émissions de poussière froide ont une plus petite taille en comparaison avec le gaz CO/H2 O, tandis que les deux derniers sont de taille similaire. En ajustant le modèle dynamique aux données CO, nous avons montré que ces galaxies peuvent être modélisée avec un disque en rotation, duquel nous avons pu déduire leurs masses dynamiques projetées et leurs rayons effectifs.Avec le futur NOEMA/ALMA, nous pourrons étendre ce genre d'observations à un plus grand nombre de SMG fortement amplifiées et même à des SMG non lentillées, afin d'étudier divers traceurs du gaz moléculaire et de comprendre les conditions physiques du milieux interstellaire et leur relation avec la formation des étoiles. / The discovery of a population of high-redshift dust-obscured submillimeter galaxies (SMGs) from ground-based submm cameras has revolutionised our understanding of galaxy evolution and star formation in extreme conditions. They are the strongest starbursts in the Universe approaching the Eddington limit and are believed to be the progenitors of the most massive galaxies today. However, theoretical models of galaxy evolution have even been challenged by a large number of detections of high-redshift high-redshift SMGs. A very few among them are gravitationally lensed by an intervening galaxy. Recent wide-area extragalactic surveys have discovered hundreds of such strongly lensed SMGs, opening new exciting opportunities for observing the interstellar medium in these exceptional objects.We have thus carefully selected a sample of strongly gravitational lensed SMGs based on the submm flux limit from the Herschel-ATLAS sample. Using IRAM telescopes, we have built a rich H₂ O-line-detected sample of 16 SMGs. We found a close-to-linear tight correlation between the H2O line and total infrared luminosity. This indicates the importance of far-IR pumping to the excitation of the H2O lines. Using a far-IR pumping model, we have derived the physical properties of the H2O gas and the dust. We showed that H2O lines trace a warm dense gas that may be closely related to the active star formation. Along with the H2O lines, several H2O+ lines have also been detected in three of our SMGs. We also find a tight correlation between the luminosity of the lines of H2O and H2O+ from local ULIRGs to high-redshift SMGs. The flux ratio between H2O+ and H2O suggests that cosmic rays from strong star forming activities are possibly driving the related oxygen chemistry.Another important common molecular gas tracer is the CO line. We have observed multiple transitions of the CO lines in each of our SMGs with IRAM30m telescope. By analysing the CO line profile, we discovered a significant differential lensing effect that might cause underestimation of the linewidth by a factor of ~2. Using LVG modelling and fitting the multi-J CO fluxes via a Bayesian approach, we derived gas densities and temperature, and CO column density per unit velocity gradient. We then found a correlation between the gas thermal pressure and the star formation efficiency. We have also studied the global properties of the molecular gas and its relationship with star formation. We have derived the gas to dust mass ratio and the gas depletion time, they show no difference compared with other SMGs. With the detections of atomic carbon lines in our SMGs, we extended the local linear correlation between the CO and CI line luminosity. Finally, we compared the linewidths of the CO and H2O emission line, which agree very well with each other. This suggests that the emitting regions of these two molecules are likely to be co-spatially located.In order to understand the properties of molecular emission in high-redshift SMGs, and more generally, the structure and the dynamical properties of these galaxies, it is crucial to acquire high-resolution images. We thus observed two of our brightest source with ALMA and NOEMA interferometers using their high spatial resolution configuration. These images have allowed us to reconstruct the intrinsic morphology of the sources. We compared the CO, H2O and dust emission. The cold dust emission has a smaller size compared with the CO and H2O gas, while the latter two are similar in size. By fitting the dynamical model to the CO data of the source, we have shown that the source can be modelled with a rotating disk. We derived the projected dynamical mass and the effective radius of those sources.With the future NOEMA and ALMA, we will be able to extend such kind of observations to a larger sample lensed SMGs and even to unlensed SMGs, to study various gas tracers, and to understand the physical conditions of the ISM and their relation to the star formation.

In this work we study the processes near the Galactic centre, which serves as a paradigm for low- luminosity galactic nuclei. The introductory part of the thesis is a brief review on the radio source Sagittarius A* in the Galactic centre and on its immediate surroundings. The main part of the thesis focuses on the hypothetical population of neutron stars that should be present in large numbers in this region. We analyse the predictions concerning the encounters of this observationally unexplored population with the ambient interstellar medium and we discuss the distribution of their interaction modes with respect to the parameters of the system. We find out that this distribution is strongly dependent on the density of the ambient medium, whereas only weakly dependent on its temperature. The effect of the prolongation of rotational period is negligible on the time-scale of about ten thousand years. In the second part, we predict the evolution of the high-eccentricity passages of clouds and dust- enshrouded stars (with pericentre distances at about 1000 Schwarzschild radii from the black hole). In all studied cases a major part of the matter is diverted from the original path. Powered by TCPDF (www.tcpdf.org)

An accretion torus is an important astrophysical phenomenon which is be- lieved to account for various features of mass inflow and release of radiation on diverse scales near stellar-mass as well as supermassive black holes. When the stationary torus is perturbed it starts to oscillate and once some part of the torus overflows the closed equipotential surface, defined by the stationary solution, this material is accreted or ejected. These oscillations reveal both spacetime properties and the intrinsic characteristics of the torus model. We study the oscillation and accretion properties of geometrically thick accretion tori using general relativistic magnetohydrodynamic simulations. Assuming axial symmetry these simulations are restricted to 2-D approximation. We discuss the impact of the presence of the large scale magnetic field and the profile of the specific angular momentum on the oscillation properties and on the accretion flow motion. 1

Stars can be stretched and ripped apart by the super-massive black hole at the core of a galaxy. The remnant gaseous trail gradually circularizes in a ring of mass that spreads by the viscous forces into an accretion disc. In this thesis we have studied the spectral line profle time evolution of radiation refected by the accretion disc located around a super-massive black hole. We assume the central body to be a slowly rotating or non-rotating super-massive black hole with no charge, in the frst approximation represented by the Schwarzschild solution. In a sense of Shakura-Sunyaev standard accretion disc model with the kinematic viscosity parameter α ≈ 1 we allow the accretion disc evolution to be guided by the angular momentum transfer equation with the initial mass ring located at the tidal radius being the product of tidal disruption of a star passing by a super-massive black hole. During the simulations we keep varying the mass of the central body while we keep the mass and the radius of the star constant (M = 1M⊙ and R = 1R⊙), i.e. taking into account the solar-type stars only. We defer the prospects of the full analysis involving spin (and charge) of the central body for the future study as it will be necessary to use the equations for the redshift factor and the accretion disc evolution...

Our work has two recherchive parts. The first is devoted to the shell galaxies and we describe the observational facts here, different models of origin and the possibility of determining the gravitational potential with the use of shells. The second part is on the modified Newtonian dynamics (MOND). We explain what it consists in, its implications and its experimental tests. The third part is devoted to our numerical simulations of a shell system evolution both in the classical and modified dynamics. Our mission is to explain the differences in the two simulation theoretically and to verify, whether the result of the modified simulation oppose the observed shells around the galaxy NGC 3923. The conclusion is it doesn't, but our test is not very strong.

Les modèles galactiques auto-cohérents sont nécessaires pour analyser et interpréter les comptages d’étoiles, les distributions de densité stellaire et la cinématique stellaire, dans le but de comprendre la formation et l’évolution de notre Galaxie. Cette thèse a pour but de modifier et améliorer l’auto-cohérence dynamique du modèle galactique de Besançon (BGM) dans le cas d’un potentiel gravitationnel stationnaire et axisymétrique. Chaque orbite stellaire est modélisée en déterminant une troisième intégrale du mouvement de Stäckel. Une fonction de distribution de Shu généralisée avec trois intégrales du mouvement est utilisée pour modéliser la fonction de distribution stellaire. Cette nouvelle version du BGM est comparée avec la précédente version axisymétrique BGM2014 et nous trouvons que les deux versions ont des densités similaires pour chaque composante. L’auto-cohérence dynamique est améliorée et peut être testée en retrouvant les forces et le potentiel via les équations de Jeans appliquées à chaque fonction de distribution stellaire. Les forces sont retrouvées avec une précision meilleure que 1 % sur la plupart du volume galactique. / Dynamically self-consistent galactic models are necessary for analysing and interpreting star counts, stellar density distributions, and stellar kinematics in order to understand the formation and the evolution of our Galaxy. This thesis aims to modify and improve the dynamical self-consistency of the Besançon Galaxy model in the case of a stationary and axisymmetric gravitational potential. Each stellar orbit is modelled by determining a Stäckel approximate integral of motion. Generalised Shu distribution functions (DFs) with three integrals of motion are used to model the stellar distribution functions. This new version of the Besançon model is compared with the previous axisymmetric BGM2014 version and we find that the two versions have similar densities for each stellar component. The dynamically self-consistency is improved and can be tested by recovering the forces and the potential through the Jeans equations applied to each stellar distribution function. Forces are recovered with an accuracy better than 1 % over most of the volume of the Galaxy.

Les Noyaux actifs de galaxie (AGN) incluent les sources quasi stables les plus énergétiques connues dans l'univers jusqu'à aujourd’hui. Du fait de leur distance, de leur haute luminosité et de leur petite taille, leurs régions intérieures ne sont pas directement résolvables avec les télescopes actuels. C’est pour ces raisons que nous avons besoin de techniques d’observation indirectes et de modèles théoriques pour discerner leur structure. Dans cette optique, le rôle de la polarimétrie est crucial. Elle a été ces dernières années la méthode clé qui a permis de développer le modèle unifié des AGN et pourrait, à l’avenir, nous offrir des nouveaux éléments pour sonder les régions des AGN irrésolues. Dans cette thèse, j’ai conduit des simulations sur les transferts radiatifs relatifs aux rayonnements continus émis des différentes régions intérieures des AGN en utilisant la nouvelle technique de cartographie de réverbération polarimétrique. Ce travail a été inspiré par les recherches de Gaskell et al. (2012). Le but de cette recherche est de fournir des modèles théoriques sur les différents composants des AGN en considérant le rayonnement polarisé en fonction du temps. La polarisation induite par la diffusion a été modélisée et différentes géométries de poussières circumnucléaires ont été testées. Les résultats incluent les effets de l’agrégation des poussières et différentes compositions de poussière. Pour étendre le modèle, les effets complémentaires des vents ionisés s’étirant en direction des pôles ont également été étudiés ainsi que ceux de l’anneau de diffusion équatorial théorique, avec pour postulat qu'il explique l’angle de polarisation observé dans les pôles des AGN. Les simulations ont été exécutées en utilisant une version du code STOKES incluant la dépendance temporelle. Il sera possible d'étendre ce travail à l'avenir. Les prochaines étapes suggérées incluront des raies d'émission aux modélisations ainsi que plus de complexité concernant la géométrie et la distribution de la poussière et/ou des électrons dans les régions de diffusion. Ce travail sera important pour profiter de futures données observationnelles systématiques avec un bon échantillonnage temporel. / Active galactic nuclei (AGN) include the most powerful quasi-steady sources of energy known to date in the universe. Due to their distance, high brightness and small size, their inner regions are not directly resolvable with current telescopes. This is the reason why indirect techniques and theoretical models are needed to discern their structure. In this scenario the role of polarimetry is crucial. In the past it was the key method that led to the development of the Unified Model of AGN and in the future, it may give us new clues to probe unresolved AGN regions. In this thesis, I conducted radiative transfer simulations for continuous radiation of different inner regions of the AGN using the new technique of polarimetric reverberation mapping. This work has been inspired by the work of Gaskell et al. (2012). The goal of this research is to provide theoretical models of the different components of the AGN considering time-dependent polarized radiation. Scattering induced polarization has been modeled and different circumnuclear dust geometries have been explored. The results include the effects of clumpiness and different dust compositions. To further extend the model, the effects of additional extended ionized winds along the polar direction have also been explored as well as the putative equatorial scattering ring postulated to explain the polarization angle observed in pole-on AGN. The simulations were run using a time-dependent version of the STOKES code. It will be possible to extend this work in the future. Suggested future steps are including emission lines in the models, as well as more complexity in the geometry and distribution of dust and/or electrons in the scattering regions. This work will be important for taking advantage of systematic future observational data with good temporal sampling.