Nous avons effectué 14 simulations de collisions majeures de galaxies spirales riches en gaz. Ces simulations ont été réalisées grâce à GCD+, un algorithme qui inclue la gravité, l'hydrodynamique, la formation stellaire et un traitement détaillé de l'enrichissement en métaux. Nous avons analysé les propriétés cinématiques, structurelles et chimiques des étoiles formées avant, pendant et après la collision. Ces collisions forment une galaxie ayant un disque pouvant être divisé en deux composantes. Ces deux composantes peuvent correspondre au disque mince et au disque épais d'une galaxie, et leur profil de luminosité peut être ajustées par une loi exponentielle. Les étoiles formées avant et pendant la collision ont une longueur d'échelle plus grande que les étoiles formées après la collision par 20% en moyenne. Du point de vue de la cinématique, les étoiles vieilles ont des dispersions en vitesse plus élevées et sont en retard sur les étoiles jeunes pour ce qui est de la vitesse de rotation. Le sursaut de formation d'étoiles associé à la collision permet d'enrichir rapidement le gaz en différent métaux. Les explosions de supernovae de type II qui ont lieu rapidement après la collision, étant donné la courte durée de vie des étoiles qui les produisent, enrichissent le milieu intergalactique en éléments a. Les supernovae de type la, ayant une distribution plus étendue dans le temps, permettent l'enrichissement en fer des deux populations associées aux composantes du disque, ce qui permet d'obtenir une population stellaire vieille ayant un rapport [a/Fe] supérieur à celui des étoiles jeunes et ce, même à des métallicités relativement élevées ([Fe/H] = —0.5). Ce résultat pourrait expliquer le rapport [a/Fe] élevé que l'on retrouve chez les étoiles du disque épais de la Voie lactée. / We employ GCD+, a N-body, smoothed particle hydrodynamic simulation, including star formation and a detailed treatment of chemical enrichment, to follow 14 gas-rich mergers that resuit almost ail in a galaxy with disk morphology. We trace the kinematic, structural, and chemical properties of stars formed before, during, and after the merger. We show that such merger produces two exponential disk components, with the older, hotter component having a scale length 20% larger than the later forming, cold disk. On a kinematical point of view the old stellar population clearly lags the rotation velocity of the young disk and hâve a higher rotational velocity dispersion. Rapid star formation during the mergers quickly enriches the protogalactic gas réservoir, resulting in high metallicities of the forming stars. Thèse stars form from gas largely polluted by Type II supernovae, which form rapidly in the merger-induced starburst. After the mergers, a thin disk forms from gas that has had time to be polluted by type la supernovae. This fact lead to an old stellar population with a higher [a/Fe] ratio than the young population at quite high metalicity ([Fe/H] = —0.5). We examine the proposai that increased star formation during gas-rich mergers may explain the high a-to-iron abundance ratios that exist in the relatively high-metallicity, thick-disk component of the Milky way.

Depuis la célèbre classification d’Edwin Hubble dans les années 30, il est coutume de définir unegalaxie comme appartenant soit au groupe des galaxies dites de type tardif (late-type galaxiesabr´eg´e LTGs) soit à celui des galaxies dites de type précoce (early-type galaxies ou ETGs). Lafamille des LTGs est principalement composée de galaxies spirales (S) quand la famille des ETGsregroupe les galaxies lenticulaires (S0) et elliptiques (E). L’étude morphologique de ces galaxies arévélé qu’environ 60% des LTGs et 45% des S0 présentent une barre. Par ailleurs, il a été montréque dans l’Univers local les galaxies pouvaient être séparées en deux grands ensembles : le nuagebleu composé majoritairement de LTGs et la séquence rouge peuplée principalement par les ETGs.Plusieurs mécanismes sont à l’origine de cette distribution et l’évolution séculaire en est évidemmentun point majeur. Un nombre important de recherches ont montré l’importance des barres sur ladynamique et l’évolution d’une galaxie. Le but de ma th`ese est d’´etudier `a quel point la formationd’une barre et l’évolution qui s’ensuit influe sur l’évolution des ETGs. Pour ce faire j’ai réalisédes simulations à N-corps de galaxies barrées (et non barr´ees) qui m’a permis d´étudier les pointssuivants.Je me suis tout d’abord penché sur l’impact de la présence d’une barre dans une galaxie sur unemodélisation de cette dernière par un modèle supposant une ditribution de masse axisymmétrique.Ce genre de modélisation permettant de déterminer le rapport masse/luminosité M/L et donc lamasse d’une galaxie observée mais ´egalement son inclinaison et son anisotropie, il est importantd’estimer l’impact de la présence d’une barre sur ces paramètres. J’ai donc montré qu’en fonctionde l’inclinaison de la galaxie et de la position de la barre par rapport à l’observateur, le rapportM/L était très souvent surestimé avec des erreurs allant jusqu’`a 25%. La taille et la force de labarre sont également apparus comme des facteurs importants mais une étude plus approfondies’imposerait afin de quantifier ce résultat.D’autre part, je me suis intéressé à l’impact d’une barre sur la distribution de masse et de métauxdans une galaxie lenticulaire. J’ai tout d’abord confirmé que la présence d’une barre, de partson influence sur la dynamique d’un système, applatissait les gradients de métallicité. De plusj’ai montré que le degrés d’aplatissement ainsi que la position des zones affectées peuvent êtredirectement mis en relation avec la structure de la barre et notament avec la localisation desrésonances dynamiques. Néanmoins l’influence purement dynamique d’une barre n’explique pasà elle seule les gradients d’âges et de m´etallicité observés. L’étude de l’influence d’un potentielgravitationnel barré sur la dynamique du gaz et donc sur la formation stellaire est donc égalementà prendre un compte. Cela fait l’objet des dernières simulations produites qui permettront de mieuxcomprendre l’influence global d’une barre sur l’évolution séculaire des galaxies de type précoce. / Since the 30’s and Edwin Hubble’s famous classification, galaxies are usually separated in twogroups : the late-type galaxies (LTGs) and the early-type galaxies (ETGs). The LTGs family ismainly made of spiral galaxies (S) while the ETGs family is composed of elliptical (E) and lenticular(S0) galaxies. A morphological study of all these galaxies revealed that around 60% of LTGs and45% of S0 present a bar. It has also been shown that, in the local Universe, galaxies fall into twobig groups : the blue cloud mostly populated by LTGs and the red sequence mainly made of ETGs.Several mechanisms are responsible for this distribution and the secular evolution is obviously animportant one to examine, sepcially in the context of bars, as an important number of studiesshowed the importance of bars in the dynamics and evolution of a galaxy.The goal of my thesis is to study the importance of the formation and ensued bar-drivenevolution influence on ETGs evolution. In that context, I have performed N-body simulations ofbarred (and unbarred) galaxies in order to investigate the following issues.First of all, I focused on the influence of a bar in a galaxy when modelling it with a dynamicalmodel assuming an axisymmetric mass distribution. As these kinds of models allow to determine themass-to-light ratio M/L, thus the dynamical mass of an observed galaxy, but also its inclinationand its anisotropy, it is important to evalute the consequence of the presence of a bar on theseparameters. I have shown that, depending on the galaxy inclination and the bar position angle,M/L is most of the time biased and overestimated, and this can be up to 25%. The size andstrength of the bar also seem to be important factors but a deeper study has to be done to quantifythis preliminary result.In a second step, I have studied the role of bars on the mass and metallicity redistributionsin a lenticular galaxy. I confirmed that the presence of a bar, due to its influence on its hostsystem dynamics, flattens pre-existing metallicity gradients. Moreover, I showed that the degree offlattening and the position of affected regions are directly correlated with the bar structure and thelocation of the dynamical resonances. Nonetheless, this dynamical effect cannot explain the varietyof observed ages and metallicity gradients. The consequences of a barred gravitational potentialon the gas dynamics and the stellar formation should therefore be investigated. This is the topicof the last set of numerical simulations produced which will allow to better understand the globalinfluence a bar has on the secular evolution of ETGs.

Notre travail se concentre sur le rôle de la phase moléculaire froide et dense dans l'évolution des galaxies spirales. Cette phase p eut jouer le rôle de réservoir de gaz à faible taux de formation stellaire dans les parties externes des disques. Après une présentation générale des propriétés des galaxies, en particulier des galaxies spirales, leur milieux interstellaire et leur évolution dynamique, nous passons en revue les simulations numériques hydrodynamiques contemporaines et l'implémentation de la physique baryonique. Nous présentons ensuite la série de simulations que nous avons e ffectuées. Ces simulations incluent du refroidissement jusqu'à basse température, en prenant notamment en compte de l'hydrogène moléculaire. Nous testons en particulier l'infl uence de l'hydrogène moléculaire dans des simulations avec di fférentes efficacités de rétroactions énergétique stellaire, et obtenons que le dihydrogène permet dans tous les cas une faible formation d'étoiles dans les parties externes des disques. Les disques gazeux ont de plus tendance à s'épaissir à grands rayons du fait de la rétroaction stellaire renforcée par la présence de dihydrogène. L'hydrogène moléculaire peut donc jouer le rôle de réservoir de matière baryonique dans les parties externes des galaxies spirales qui accrètent du gaz par les fi laments cosmiques tout au long de leur vie.

La découverte de l'expansion de l'univers par Edwin Hubble en 1929 et l'étude de modèles cosmologiques ont retiré à l'univers son image statique et infinie; l'univers évolue depuis plus de 13 milliards d'années, depuis le Big Bang. Le modèle cosmologique standard hiérarchique ΛCDM prédit que, durant cette évolution, les halos de matière noire auraient principalement accrété de la masse par fusions successives. L'évolution des baryons, qui se trouveraient être en quantité bien plus faible, aurait suivi celle de la matière noire. Deux types de fusions auraient structuré l'évolution des galaxies : les fusions mineures et majeures. De plus, une accrétion continue de gaz froid, similaire à de nombreuses fusions mineures, aurait aussi pu jouer un rôle dans l'assemblage de la masse des galaxies. Les fusions mineures et l'accrétion de gaz entraînent une évolution douce des galaxies. A contrario, les fusions majeures modifient brutalement la morphologie aussi bien que la cinématique des galaxies en fusion et forment ainsi de nouvelles galaxies. Une dernière forme d'évolution apparaît lorsque la galaxie est isolée ou pendant une période séparant deux épisodes de fusion : l'évolution séculaire. La morphologie et la cinématique d'une galaxie peuvent alors changer via des perturbations internes ou générées par la dernière fusion. L'évolution séculaire n'ajoute pas de masse à la galaxie; seule, elle est insuffisante pour créer une galaxie. Pour mieux contraindre l'évolution des galaxies, je me suis tout d'abord penché sur l'évolution des galaxies durant les huit derniers milliards d'années. Dans cette optique, j'ai travaillé sur des données observationnelles du programme IMAGES (Intermediate MAss Galaxies Evolution Sequence), une étude, basée sur 63 galaxies situées à des redshifts intermédiaires (z ∼ 0.6), ayant pour objectif de dresser un portrait de l'état des galaxies à redshifts intermédiaires et de comprendre les mécanismes à l'oeuvre dans leur évolution. J'ai principalement utilisé les méthodes de travail développées sur l'échantillon du projet IMAGES pour 12 nouvelles galaxies ayant un redshift moyen légèrement plus grand (z ∼ 0.7 au lieu de 0.6). Avec les données du HST provenant du relevé GOODS, j'ai classé morphologiquement les galaxies du nouvel échantillon. Puis, utilisant les données du spectrographe multi-objets GIRAFFE, j'ai déterminé la cinématique de ces galaxies. Je retrouve, pour une plus petite statistique, les résultats du projet IMAGES : la fraction importante de galaxies particulières qui représentent plus de 50% des galaxies de masses intermédiaires à des redshifts intermédiaires, au détriment des galaxies spirales ; une corrélation entre la classe morphologique des galaxies spirales et celle cinématique des galaxies en rotation; une tendance pour les galaxies particulières à avoir une cinématique complexe ou perturbée. Ces résultats impliquent que les galaxies ont changé de morphologie entre z = 0.7 et z = 0. Les galaxies ayant une cinématique complexe ou perturbée sur de grandes échelles (> 5 kpc) requièrent des mécanismes bouleversant l'ensemble du gaz. Le mécanisme d'évolution le plus apte à les expliquer est la fusion majeure plutôt que l'accrétion lente de gaz ou la fusion mineure de galaxies naines. Les galaxies elliptiques de l'univers proche étant déjà en place à z > 1, les galaxies particulières ont dû alors évoluer en galaxies spirales. Tester le scénario de reconstruction des galaxies spirales après une fusion majeure a été le second axe de mon travail de recherche. La fraction de gaz, plus élevée dans le passé (> 50 % à z ∼ 1 − 2), joue un rôle primordial dans ce processus de reconstruction. Une partie du gaz en se refroidissant après une fusion majeure tombe dans le potentiel de la galaxie tout en conservant son moment angulaire et peut ainsi reformer un disque. Hammer et al. (2005a) interprète la formation stellaire sur les huit derniers milliards d'années ainsi que l'évolution de la morphologie et des abondances des galaxies par des épisodes de fusions majeures suivis de formation de galaxies spirales par reconstruction d'un disque. Suivant ce scénario, de nombreuses galaxies spirales de l'univers proche résulteraient d'une fusion majeure. La galaxie M31 semble être une bonne candidate pour ce type de phénomène. Elle a un nombre d'amas globulaires et de galaxies naines près de deux fois supérieur à celui de la Voie Lactée, plusieurs courants stellaires dont le Giant Stream et surtout un bulbe classique. J'ai participé au travail de reconstruction de M31 après une fusion majeure via des simulations numériques afin de tester cette hypothèse. Une fusion majeure de rapport de masse ∼ 3, avec des fractions de gaz dépassant les 60 % et comprenant un premier passage il y a 8-9 milliards d'années et une fusion il y a 5-6 milliards d'années, reproduit les structures morphologiques et cinématiques principales de M31 (bulbe, disque épais, disque mince, Giant Stream), renforçant ainsi le scénario de reconstruction du disque après une fusion majeure. Mon dernier travail de recherche a porté sur les conséquences des fusions majeures sur leur environnement. En effet, les débris éjectés d'une fusion majeure peuvent atteindre des masses de plus de 15 % de la masse baryonique totale des galaxies en fusion. La majeure partie de la matière éjectée à grande distance pourrait être due à la formation de queues de marée durant la fusion. A l'intérieur de ces queues de marée, de nouvelles galaxies naines peuvent se former, des galaxies naines de marée. Une fusion majeure peut donc être la source de la formation de nouvelles galaxies. Si la majeure partie des galaxies spirales se sont formées par fusions majeures, les conséquences de ces dernières ne peuvent être négligées. Plus particulièrement, la fusion majeure qui serait à l'origine de M31 aurait pu essaimer des galaxies naines dans le Groupe Local. Il se trouve que les galaxies naines de la Voie Lactée ont deux particularités : une distribution spatiale en forme de plan épais, dénommée VPOS (Vast Polar Structure), et la présence de deux galaxies naines irrégulières, les Nuages de Magellan (MC pour Magellanic Cloud), très proches de la Voie Lactée (< 60 kpc). Mon travail a consisté à tester l'hypothèse qu'une queue de marée, éjectée par la fusion majeure de M31, ait pu former les galaxies naines compagnons de la Voie Lactée. Ce scénario est probant pour reproduire leur distribution spatiale et la distribution de leur moment angulaire. Cependant, il semble en contradiction avec les rapports M/L élevés dans les galaxies naines sphéroïdales déduits des mesures de dispersion de vitesse. Ces rapports s'expliqueraient par la présence de grandes quantités de matière noire alors que les galaxies naines de marée en sont dépourvues par essence. Cette apparente contradiction pourrait s'expliquer si l'hypothèse de la stabilité interne des galaxies naines est abandonnée. Plus généralement, cette étude relance la question de l'origine des galaxies naines. Sont-elles des reliques des galaxies primordiales de l'univers ou le résultat de fusions majeures? Si le phénomène de fusion majeure est confirmée comme le mécanisme principal de formation des galaxies spirales et si des études démontrent qu'un grand nombre de galaxies naines de marée sont créées lors de ces événements, la recherche sur la formation, le nombre et la distribution spatiale des galaxies naines sera alors à revoir.

Durant ma thèse j'ai exploré les liens morphologiques et physiques entre les phases poussière et stellaire des galaxies spirales proches.J'ai travaillé sur 46 galaxies de l'échantillon KINGFISH à l'aide des données IRAC/MIPS/PACS/SPIRE (de 3.6 à 500 microns).Un biais usuel dans la mesure de l'orientation des galaxies spirales est dû à l'utilisation d'une seule isophote. Pour supprimer ce biais j'ai extrait de nombreuses isophotes des cartes galactiques, j'ai créé un critère pour quantifier la similitude des forme des isophotes. J'ai extrait des zones dans chaque carte où les formes des isophotes se ressemblent. Dans de nombreuses cartes les formes des isophotes sont cohérentes avec l'idée d'un disque sous-jacent et ce malgré des variations de formes des isophotes qui peuvent ponctuellement être notable. De là j'ai obtenu pour chaque galaxie une orientation du disque par carte. En comparant les formes obtenues pour chaque galaxie dans différentes cartes j'ai selectionné 20 galaxies sur 46 dans lesquelles l'accord en terme d'orientation du disque entre les différentes cartes était acceptable. Dans ces galaxies les zones associées au disque galactique ont une taille typique allant jusqu'à 1/3 du rayon galactique visible (R25) que ce soit pour la phase poussière aussi bien que pour la phase stellaire. Ces 20 galaxies sont moins lumineuses dans le visible, moins lumineuses dans l'IR, moins barrées, et de type plus tardifs que la moyenne. Pour ces 20 galaxies, les orientations obtenues par ma méthode sont plus proches des orientations obtenues à partir d'études cinématiques H-alpha que de celles obtenues par une autre étude photometrique utilisant une seule isophote (RC3).A partir des orientations obtenues par ma méthode et par l'étude cinématique H-alpha j'ai moyenné azimuthalement les brillances de surface pour obtenir des profiles radiaux de distribution spectrales d'énergie. Après avoir ajusté dessus un modèle d'émission de la poussière cosmique (Galliano 2011), j'ai trouvé que la densité surfacique d'énergie interceptée par la poussière était proportionnelle au produit de la masse totale de poussière sur la ligne de visée par le champ de radiation interstellaire moyen ressenti par la poussière sur la ligne de visée. Cette densité d'énergie interceptée par la poussière est mieux corrélé à la luminosité bolométrique stellaire totale que la densité surfacique en masse de poussière ou le champ de radiation ressenti par la poussière. Il est donc probable que les étoiles agées à tout le moins soit une importante source de chauffage pour la poussière cosmique. L'énergie interceptée par la poussière est aussi très bien corrélée avec l'énergie totale émise dans l'infrarouge. J'ai également trouvé que la poussière semble intercepter une plus large quantité d'énergie provenant des étoiles dans les galaxies plus actives à former des étoiles.Les profiles radiaux en masse de poussière sont moins bien décrits que les profils en masse stellaire par des profiles de Sersic. Par ailleurs pour les ajustements acceptables par des fonctions de Sersic, les distributions statistiques des indices de Sersic et des rayons de demi masse totale ont des largeurs statistiques plus grandes pour la poussière que pour les étoiles.J'ai également trouvé que le rapport densité surfacique maximum de poussière sur densité surfacique maximum d'étoile est un facteur important à considérer pour expliquer la variation avec le type morphologique du rapport densité surfacique d'énergie interceptée par la poussière sur densité surfacique d'énergie émise par les étoiles. Cette variation pourrait être liée à une variation entre les galaxies de la force de la structure spirale. / In my PHD work I explored the links between the physical properties of interstellar dust and other components of nearby spiral galaxies especially their stellar content. I worked on 46 disk galaxies from KINGFISH with IRAC/MIPS/PACS/SPIRE maps (3.6 - 500 microns). A bias is usually introduced in estimating disk orientations by using only a single surface brightness isophote. Thus I devised different surface brightness levels separated by constant steps in surface brightness and extracted isophotes at these levels in all FIR maps as well as in all IRAC 4.5 microns maps. To further assess the coherence of the shapes of isophotes across galactic disks, I built a quantitative indicator of the difference in shape between two ellipses with same center and same semi-major axis.I defined an acceptable level of difference between isophote shapes, by comparing disk orientations found in litterature. Using this level, I found regions inside the galactic disks where the isophotal shapes are similar. From these, I extracted one disk orientation per wavelength band. I found in the vast majority of the disk galaxy maps, be it dominated by stellar or dust emission, that a large fraction of the isophotes I extracted are coherent with the idea of an underlying disk. Comparing, for each galaxy, disk orientations extracted at all wavelengths, I found evidence in 20 galaxies out of 46, that on radial ranges as large as 1/3 of the visible disk (as measured by R25), the shapes of isophotes are morphologically similar. Thus for these 20 galaxies I devised consistent disk orientations both for the stellar and dust content. These 20 galaxies are less luminous, less emitting in the IR w.r.t. the optical, less barred, and characterized by later stage types than average. I also found that the disk orientations devised by my photometric method yield results more similar to H-alpha kinematic orientations than other photometric studies based on a single isophote level.Using the orientations I found and H-alpha dynamics disk orientations, I averaged azimuthally surface brightnesses to produce radial spectral energy distributions (SED) profiles. Once fitted with a cosmic dust emission model, they resulted in radial profiles of dust and stellar content properties. I found the dust intercepted power to be proportionnal to the product of the total dust mass and the average ISRF shining on dust. This former quantity is better correlated with the bolometric stellar luminosity than any of the dust mass or the dust heating ISRF separately. Thus the old stellar populations may be an important heating source for dust. The power intercepted by dust is also very well correlated with the total infrared power. The dust intercepts a larger quantity of power coming from stars in more actively star forming galaxies.Dust exhibit radial mass surface density profiles less well described by Sersic functions than stellar ones. When both profiles are well fitted by Sersic functions, stellar density profiles have smaller half mass radii than the isophotal optical radius (R25) separately in later type galaxies, but also in more quiescent galaxies. Sersic index and half mass radius distributions have larger widths for dust than for stellar surface density profiles.I also found that the ratio of dust over stellar surface density is an important factor to explain the variations with galactic morphological type of the ratio of dust intercepted power over the power emitted by old stellar populations. This later link could be intertwined with spiral structure strength in stage types later than 2.