Diss.--Bonn Universität, 2000. N°: D 98. / Bibliogr. p. 117-123.

Quelques centaines de galaxies dans l'Univers présentent des structures extraordinaires, d'une taille parfois gigantesque (jusqu'à plusieurs fois le rayon de la galaxie parente). Ces structures, visibles essentiellement dans le domaine des longueurs d'onde radio, donc appelées radiosources, sont caractérisées dans les deux tiers des cas par des ``jets'' extrêmement bien collimatés. Ils proviennent du noyau de ces galaxies (dites actives) et déversent leur énergie dans des régions diffuses appelées ``lobes''. L'étude des jets extragalactiques a une portée très large puiqu'ils constituent des sondes naturelles à la fois du coeur des galaxies actives et des milieux interstellaire et intergalactique. Ils sont sans aucun doute le signe d'étapes violentes dans l'évolution des galaxies (interaction, coalescence, trous noirs,...).<br /><br />La plus grosse partie de mes recherches s'est attachée à déterminer l'origine du rayonnement dans les jets extragalactiques. J'ai abordé cette étude sous de multiples facettes (observations optiques et radio, modélisation et théorie) parce que je suis convaincu que seule une vision globale de ces objets autorise une approche suffisamment précise de leur physique. Prises individuellement, les différentes composantes des radiosources (lobes, jets, jets VLBI, noyaux actifs,...) ne sont que très peu contraintes par les observations. La dissymétrie (ou unilatéralité) des jets peut être considérée comme le thème fédérateur de mes travaux. Expliquer pourquoi un jet rayonne alors que son opposé n'est pas visible est à mon avis un objectif ultime: lorsque nous l'aurons atteint, nous aurons alors vraiment compris la physique des jets extragalactiques. <br /><br />Ce mémoire s'articule autour de l'idée centrale que les jets sont non-relativistes et qu'une population de particules ultra-relativistes (électrons-positrons) supplémentaires explique le rayonnement synchrotron. C'est à partir d'une synthèse d'observations et de différents travaux théoriques que j'ai construit un modèle expliquant l'unilatéralité des jets à grande échelle. Il reste encore qualitatif, mais il englobe plus généralement les propriétés des radiosources. L'interprétation usuelle de la dissymétrie des jets fait appel uniquement à un effet Doppler relativiste. J'ai pu démontrer au contraire que ces dissymétries sont essentiellement intrinsèques, c'est-à-dire que les propriétés du rayonnement d'un jet dépendent des propriétés locales de son environnement. Toutes mes recherches se situent dans ce cadre et ont pour objectif d'appuyer le modèle par des observations et de le quantifier par des approches théoriques.<br /><br />Un complément indispensable à l'étude des radiosources à grande <br />échelle, est la compréhension de ce qui se passe à plus petite<br />échelle, jusque vers la zone de formation des jets. Une partie de <br />mes travaux en cours a pour objectif d'établir un lien entre les calculs théoriques de la machine infernale centrale et les structures à grandes échelles, par l'intermédiaire d'observations et de modélisations de la région la plus petite observable par des techniques d'interférométrie intercontinentale. Mon espoir est d'aboutir à une modélisation globale et entièrement cohérente à toutes les échelles d'une radiosource extragalactique.

Galaxies are astronomically large systems that consist of vast amounts of stars, and in between there exists the interstellar medium. This medium consists of clouds of gas which play an important role in a galaxy’s history and formation. With the right conditions a region can experience a period of star formation which we measure with a Star Formation Rate (SFR). The lifecycle of stars can create outbursts of hot gas which collapse back into the galaxy over time to contribute more to the interstellar medium. The gas is hot enough to release X-rays which we can detect with orbiting space observatories such as NASA’s Chandra Telescope. By studying these hot, high energy regions we can relate them to other known properties of galaxies to give us insight on the processes of merging systems. Using archival data from Chandra we measured the spatial extent of the soft diffuse X-ray-emitting hot interstellar gas in a sample of 49 local merging galaxies. The galaxies or galaxy pairs are classified by merger stage based on their morphology. The stages range from post-merger remnants to premerger pairs in which two separate regions could be identified. After processing the data, we made initial estimates of the regions based on their optical extent. X-ray counts were extracted and background counts from the nearby sky were subtracted for calibration. An iterative procedure was used to produce and modify elliptical radial profiles by size and position angle until a good fit was found. The best fit radius was defined as the point where the background subtracted counts decreased to less than twice the uncertainty. With an accurate estimate of the region sizes, we infer a third dimension to find the volumes of the regions. The inferred volumes were used to calculate electron densities and total masses of the hot interstellar gas. Relationships among hot, molecular, and atomic gas were investigated and plotted to determine any trends. Our results show a strong correlation between the volume of hot gas and SFR. Another strong trend was between volume and X-ray luminosity. The SFR is correlated with the ratio of hot to cold gas. Galaxies with higher SFRs have proportionally more hot gas relative to the cold gas. These relationships show that major mergers have regions of starbursts which expel hot gas, and the more numerous the young stars, the larger the volume of hot gas. Future research in this area can reveal more about the process of merging and the evolution of galaxies.

Using 8 micron infrared images from the Spitzer telescope we determine the half-light radius (the radius that contains half of the total light) for a sample of 49 nearby merging and merged pairs of galaxies. We compared this with other properties of the galaxies including a) the mass of X-ray emitting hot gas Mx(gas), b) the star formation rate (SFR), c) the large scale environment the galaxies reside in, and d) the chemical composition of the galaxies. Our goal is to better understand the processes that produce hot gas in galaxies