This thesis presents spectroscopic observations of z ≥ 7 galaxy candidates in the Hubble Ultra Deep Field, which were selected with HST WFC3 imaging, using the Lyman-Break technique. Four z-band (z ≈ 7) dropout galaxies were targeted with Gemini/GNIRS, one z-band dropout galaxy and three Y -band (z ≈ 8 − 9) dropout galaxies with VLT/XSHOOTER, and 22 z-band dropouts with VLT/FORS2, where 15 of the latter are strong candidates. No evidence of Lyman-α emission is found, and the upper limits on the Lyman-α flux and the broad-band magnitudes are used to constrain the rest-frame equivalent widths for this line emission. Amongst the targeted objects, observations were made of HUDF.YD3, a relatively bright Y -band dropout galaxy likely to be at z ≈ 8 − 9 on the basis of its colours in the HST ACS and WFC3 images. Lehnert et al. (2010) observed this galaxy using the VLT/SINFONI integral field spectrograph and claim that it exhibits Lyman-α emission at z = 8.55. In observations of this object described in this thesis, which were made with VLT/XSHOOTER and Subaru/MOIRCS, this line was not reproduced despite the expected signal in the combined MOIRCS & XSHOOTER data being 5σ. Hence it appears unlikely that the reported Lyman-α line emission at z > 8 is real. Accounting for incomplete spectral coverage, in total (across all spectro- graphs) 9.63 z-band dropouts and 1.15 Y -band dropouts are surveyed to a Lyman-α rest-frame Equivalent Width better than 75 ̊A. A model where the fraction of high rest-frame equivalent width emitters follows the trend seen at z = 3−6.5 is inconsistent with these non-detections at z = 7−9 at a confidence level of ∼ 91%, which may indicate that a significant neutral HI fraction (χHI) in the intergalactic medium suppresses the Lyman-α line at z > 7. In particular, the lack of detection of Lyman-α emission in this spectroscopy is compared with results at lower redshift by Stark et al. (2010), who derive a mapping between Lyman-α fractions and χHI based on radiative transfer simulations by McQuinn et al. (2007). These results suggest a lower limit of χHI ~ 0.5.

Nous étudions la formation d’étoiles et d’amas d’étoiles dans les galaxies dominées par le gaz. Ce terme réfère en premier lieu aux galaxies de l’époque du pic de formation d’étoiles dans l’histoire de l’Univers, qui s’est déroulé vers z ~ 2, mais aussi à leurs analogues locaux, les galaxies naines de marées. En premier lieu, en utilisant des simulations numériques, nous montrons que les galaxies massives typiques de z=2, avec une fraction de gaz d’environ 50%, forment des structures gazeuses massives (10**7-8 masses solaires) et liées gravitationnellement, appelées grumeaux dans la suite. Ces grumeaux ne se forment dans des galaxies avec une fraction de gaz inférieure à 25%. Nous présentons ensuite une étude observationnelle d’un analogue local de grumeaux de galaxies à z=2, la galaxie naine de marée NGC 5291N. Une analyse des raies d’émission de cette galaxie montre la présence de chocs sur les pourtours de l’objet. La photométrie des amas d’étoiles de cette galaxie montre que les amas les plus jeunes (< 10 millions d’années) sont significativement moins massifs que les amas plus âgés. Ceci peut être le signe de fusions progressives d’amas et/ou d’une forte activité de formation stellaire dans ce système il y a environ 500 millions d’années.Dans un second lieu nous étudions comment la fraction de gaz influe sur la formation d’étoiles et d’amas stellaires dans des fusions de galaxies à z=2. En utilisant des simulations numériques nous montrons que ces fusions n’augmentent que relativement peu le taux de formation d’étoiles et d’amas stellaires comparativement aux fusions de galaxies locales, à faible fraction de gaz. Nous montrons que ceci est due à une saturation de plusieurs facteurs physiques, qui sont déjà présents naturellement dans les galaxies isolées à z=2 et sont donc comparativement peu accentués par les fusions. Il s’agit de la turbulence du gaz, des zones de champ de marée compressif et des flux de matières vers le noyau de la galaxie. Nous montrons aussi que les structures stellaires formées au sein des grumeaux de gaz sont préservées par la fusion : elles sont éjectées des disques et orbitent dans le halo de la galaxie résultante de la fusion, où elles peuvent devenir les progéniteurs de certains amas globulaires / We study the formation of stars and stellar clusters in gas-dominated galaxies. This term primarily refers to galaxies from the epoch of the peak of the cosmic star formation history, which occurred at z ~ 2, but also to their local analogues, the tidal dwarf galaxies.Firstly, using numerical simulations, we show that the massive galaxies at z = 2, which have a gas fraction of about 50%, form massive (10**7-8 solar masses) and gravitationally bound structures, which we call clumps thereafter. These clumps do not form in galaxies with a gas fraction below 25%. We then present an observational study of a local analogue of a z = 2 galactic clump, which is the tidal dwarf galaxy NGC 5291N. The analysis of emission lines show the presence of shocks on the outskirts of the object. Photometry of this galaxy’s stellar clusters show that the youngest clusters (< 10 million years) are significantly less massive than older clusters. This could be the sign of ongoing cluster mergers and/or of a strong star formation activity in this system about 500 million years ago).Secondly, we study how the gas fraction impacts the formation of stars and stellar clusters in galaxy mergers at z = 2. Using numerical simulations we show that these mergers only slightly increase the star and stellar cluster formation rate, compared to local galaxy mergers, which have a lower gas fraction. We show that this is due to the saturation of several physical quantities, which are already strong in isolated z=2 galaxies and are thus less enhanced by the merger. These factors are gas turbulence, compressive tides and nuclear gas inflows, We also show that the stellar structures formed in the gaseous clumps are preserved by the fusion: they are ejected from the disk and orbit in the halo of the remnant galaxy, where they may become the progenitors of some globular clusters

L'époque de la réionisation, qui s'étend pendant le premier milliard d'années de l'Univers, correspond à la période où les premières étoiles et galaxies apparaissent. Dans ce contexte, l'enjeu majeur de cette thèse est d'étudier la formation de ces premières structures et leur rétroaction radiative sur leur environnement. Pour cela, j'utilise différentes méthodes de simulations numériques permettant de modéliser le transfert radiatif dans les galaxies, dans un cadre cosmologique.En particulier, les plus petites galaxies seraient celles qui apportent la majorité des photons nécessaires à ioniser l'Univers. J'explore cette hypothèse dans une première partie à l'aide de simulations radio-hydrodynamiques avec le code RAMSES-RT, ciblant trois petites galaxies avec une très haute résolution spatiale et temporelle. Je me suis d'abord intéressé aux mécanismes régulant la production et le transfert de photons ionisants dans les galaxies, et j'ai montré que les explosions de supernovae en sont un facteur essentiel. Ensuite, j'ai exploré les propriétés observables dérivées à partir de ces simulations.Dans un second temps, j'ai développé une extension au code Monte Carlo de transfert radiatif MCLya prenant en compte la polarisation du rayonnement et l'émission diffuse dans une simulation. J'ai utilisé ce code pour post-traiter une simulation d'un blob Lyman-alpha, une source étendue d'émission Lyman-alpha, et étudier ses propriétés de polarisation à l'aide de pseudo-observations. Contrairement à ce qui était proposé précédemment, j'ai pu montrer que la polarisation n'était pas un indicateur aussi utile qu'espéré pour tracer l'origine des photons Lyman-alpha / The Epoch of Reionisation, which spans during the first billion year of te Universe, corresponds to the period during which the first stars and galaxy form. In this context, the main topic of this thesis is to study the formation of those early structures and their radiative feedback to their environment. For this purpose, I use various numerical simulations tools designed to model the radiative transfer in galaxies in a cosmological framework.More specifically, I look at very small galaxies, which are believed to contribute the bulk of the photons required to reionise the Universe. I explore this idea using radiative hydrodynamics simulations performed with RAMSES-RT, focusing on three small galaxies with a very high spatial and temporal resolution. I first detail the mechanism that regulate te production and escape of ionising photons in galaxies, and I show that supernovae explosions are a crucial element for this regulation. I then started to investigate the observable properties of those galaxies.In a second part of my thesis, I developped an extension to the Monte Carlo radiative transfer code MCLya to take light polarisation into account and to model the diffuse emission. I applied this code to post-process the simulation of a Lyman-alpha blob (an extended Lyman-alpha source), and to study its polarisation properties with mock observations. Contrary to what was suggested before, I showed that polarisation is not a strong tracer of the origin of Lyman-alpha photons

Durant les deux dernières décennies, de nombreux efforts ont été apportés pour comprendre le processus de formation des structures de l'Univers jeune. Les avancées dans les technologies observationnelles atteintes aujourd'hui permettent d'observer des galaxies de plus en plus loin, y compris celles responsables de la réionisation cosmique qui a eu lors du premier milliard d'années de l'Univers. L'objectif principal de cette thèse a été de poser des contraintes sur la nature et l'abondance des sources responsables de la réionisation cosmique. Plus précisément, l'étude s'est portée sur les galaxies qui forment des étoiles et qui ont une émission Lyman-alpha (LAE) entre z ~ 3 et 6.7. Il est à noter que cette thèse a été réalisée au sein du consortium MUSE, tout nouvel instrument installé au VLT en janvier 2014 dont nous avons exploité les données du GTO. Ce travail de thèse a permis de confirmer la puissance inégalée de MUSE au niveau de la détection et de l'étude de sources extragalactiques faibles sans aucune présélection. Nous avons observé quatre amas-lentilles dont l'amplification de la lumière permet la détection de sources à faible luminosité, au prix d'une diminution du volume d'Univers observé. Nous nous sommes d'abord focalisés sur l'étude de l'amas de galaxies Abell 1689 afin de structurer une méthodologie applicable aux autres amas. En comparant la densité volumique des LAEs détectés aux différentes fonctions de luminosité (FdL) de la littérature, nous sommes arrivés à la conclusion suivante : la pente de la loi de puissance que décrit la fonction de Schechter pour la partie la plus faible est plus petite que alpha <= -1.5, ce qui signifie que le nombre de LAEs croît extrêment vite vers les faibles luminosités. Nous avons ensuite appliqué cette méthode aux autres amas de notre échantillon observés par MUSE. Les LAEs identifiés et mesurés dans ces amas sont typiquement dix fois plus faibles que ceux observés dans les champs vides (39 < log(Lya) < 42.5). Environ un tiers de ces LAEs n'a pas de contrepartie dans le continuum jusqu'à AB ~ 28 sur les images HST et n'aurait donc jamais été vu sur des relevés pointés. Le catalogue final contient plus de 150 LAEs, ce qui nous a permis d'étudier la contribution des objets les plus faibles, ainsi que l'évolution de la pente en fonction du redshift. Les résultats obtenus semblent confirmer que la pente alpha est proche de -2 pour l'ensemble des LAEs compris entre 2.9 < z < 6.7. On observe aussi une évolution de alpha, qui passe de -1.8 à -1.95 entre z ~ 3-4 et z ~ 5-7, un résultat original et non dépendant des données utilisées pour la partie brillante de la FdL. L'intégration de cette FdL permet ensuite de calculer la densité de photons ionisants émis par ces LAEs et de déterminer leur impact relatif sur la réionisation cosmique. A l'avenir, la profondeur de champ atteinte par les données du James Webb Space Telescope (JWST) va repousser la limite de détection de ces galaxies jusqu'à z ~ 8. L'utilisation de spectrographes dans le proche infrarouge comme MOSFIRE/Keck, KMOS/VLT ou le tout récent EMIR/GTC permettent déjà de confirmer des candidats à z >= 7. Cette thèse a apporté des nouvelles contraintes sur la partie faible de la FdL des LAEs pour un redshift allant jusqu'à z ~ 6, un début donc de ce que l'on va pouvoir faire dans les années à venir pour des redshifts de l'ordre de z ~ 7-8. / Significant efforts have been put for the past two decades to understand the formation process of structure in the early Universe. The recent technological advances in the observational field allow for observing galaxies further and further, even the ones responsible for the cosmic reionization which occurred during the first billion years of the Universe. The main goal of this thesis was to impose constraints on the nature and the abundance of the sources responsible of the cosmic reionization. More specifically, the study was focused on the star-forming galaxies that have a Lyman-alpha emission (LAE) between z ~ 3 and 6.7. This thesis has been conducted within the framework of the MUSE consortium, a brand new instrument installed on the VLT in January 2014, as part of the exploitation of the Guaranteed Time (GTO). This thesis work has enabled us to confirm the unrivalled power of MUSE concerning the detection and the study of weak extragalactic sources without any preselection. We have observed four lensing clusters which magnify the incident light and make it possible to detect faint sources, at the expense of a decrease of the volume of the observed Universe. At first we started with the study of the galaxy cluster Abell 1689 in order to build up a methodology we intend to apply on other galaxy clusters. By comparing the volume density of the detected LAEs to the luminosity functions (LF) coming from the literature, we have reached the following conclusion : the slope of the power law from the Schechter function is smaller than alpha <= -1.5, which means that the number of LAEs increases drastically towards the faint luminoities. Then we have applied the new-build method to the other galaxy clusters of our sample observed with MUSE. The LAEs we have detected and measured in this sample are roughly ten times fainter than the ones observed in blank fields thanks to the lensing effect (39 < log(Lya) < 42.5). About one third of them lacks a counterpart in the continuum up to AB ~ 28 on the HST images and couldn't have been seen on targeted surveys. The final catalog includes more than 150 LAEs, this amount has enabled us to study the contribution of the faintest ones and also the evolution of the slope according to the redshift. The results of this work seem to confirm that the slope alpha is close to -2 for all the 2.9 < z < 6.7 LAEs. Furthermore, one can notice the evolution of alpha from -1.8 to -1.95 between z ~ 3-4 and z ~ 5-7, an original result and irrespective of the data set used to complement the present sample towards the bright region of the LF. The integral of the LF allows for working out the ionizing photons density emitted by these LAEs and for determining their relative impact on the cosmic reionization. In the future, the depth of the James Webb Space Telescope (JWST) observations will improve the limits of galaxy detection, certainly up to z ~ 8. The use of near-IR spectrographs such as MOSFIRE/Keck, KMOS/VLT or the very recent EMIR/GTC already provides the confirmation of z >= 7 candidates. This thesis brought new constraints on the faint-end part of the LF of LAEs for a redshift up to z ~ 6, which represents a beginning with respect to all we can do in the coming years for redshifts up to z ~ 7-8.

Une fraction non négligeable de l'histoire de la formation stellaire a lieu dans des environnements très affectés par la poussière. Il est donc naturel de se demander si on arrive à bien contraindre cette activité de formation d'étoiles. En effet, une part importante de cette activité pourrait être manquée due à la présence de poussière. C'est dans ce contexte que s'inscrit le travail que je vais présenter.Dans la première partie de ma thèse, j'ai eu pour but de déterminer la fraction de galaxies lumineuses formant des étoiles à haut redshift (i.e. 1.5<z<3) sélectionnées à partir des observations MIPS-24μm du champs COSMOS manquées par les critères UV/optique que je détaille ci-après. J'ai appliqué à mon échantillon de galaxies les critères BzK et BM/BX, ainsi que la sélection des «IRAC peakers» et celle des sources optiquement faibles mais brillantes en IR (OFIR, de l'anglais «Optically Faint IR-bright sources»). J'ai ensuite quantifié la contribution de ces différentes sous-populations à la fonction de luminosité à 8μm au repos ainsi qu'à la densité de taux de formation d'étoiles à z~2. Les résultats obtenus soulignent le danger d'utiliser des sélections couleurs de ce type lorsque l'on cherche à quantifier la formation stellaire enfouie dans la poussière. En effet, si le critère BzK offre une identification quasi-complète (~90%) de l'échantillon 24μm, il n'en est pas de même des autres critères. Par exemple, la sélection BM/BX manque 50% des sources considérées et celle des «IRAC peakers» ne sélectionne que 64% de l'échantillon d'étude. Il faut par conséquent être prudent lorsqu'on décide d'utiliser de telles méthodes de sélection qui entraînent nécessairement des extrapolations incertaines, pouvant ainsi fausser notre compréhension de la contribution des galaxies fortement affectées par l'extinction.Dans une seconde partie, je cherche à comprendre la nature composite des sources OFIR les plus brillantes. Cette démarche vise à apporter une compréhension supplémentaire à la connexion AGN/galaxie à flambée de formation stellaire. En se basant sur les données PACS à 100 et 160 μm du satellite herschel, je peux mieux contraindre les distributions spectrales d'énergie de mes sources. Je souhaite déterminer la fraction de la luminosité de ces sources due à la présence d'un AGN ou à la forte activité de formation stellaire dans le but de mieux comprendre le lien entre ces deux phénomènes. Ces sources OFIR brillantes (F_24μm> 1mJy) présentent des couleurs 100/24 et 160/24 plus faibles que les autres sources du champ COSMOS et leur luminosité semble donc provenir majoritairement d'un AGN. Les avancées technologiques et l'exploration des longueurs d'ondes en infra-rouge lointain et en submillimétrique, avec notamment Herschel, SCUBA-2, Alma, JWST, permettront de mieux comprendre la connexion AGN/ flambée de formation stellaire au sein des galaxies jusqu'à des hauts redshifts. / A non-negligible fraction of the star formation across cosmic time occurred within dust-enshrouded environment. One question of the main interest is then do we really know the exact amount of star formation activity. Indeed, this amount could be strongly biased by the effect of dust extinction.This features the context of the work I will discuss here.First of all, I focused my work on determining the number of luminous star-forming galaxies at 1.5<z<3 that are potentially missed by traditional UV/optical selections. I based my work on 24μm sources brighter than 80μJy in the COSMOS field. I applied to this mid-IR selected sample the BzK and BM/BX criteria, as well as the selections of the "IRAC Peakers" and the "Optically Faint-IR bright" galaxies (OFIR). I also quantified the contribution of these sub-populations to the IR luminosity and cosmic star formation density at z~2. I found that the BzK criterion offers an almost complete (~90%) identification of the 24μm sources at 1.4<z<2.5. In contrast, the BM/BX criterion misses 50% of the MIPS sources and the "IRAC Peakers" one only selects 64% of my sample. Color selections of distant star-forming galaxies must be indeed used with a lot of caution given the substantial bias they can suffer. In particular, the effect of dust extinction strongly affects the completeness of identifications at the bright end of the bolometric luminosity function, which could lead to large and uncertain extrapolations in order to account for the contribution of dusty galaxies missed by these selections.In a second time, I was interested in the composite nature of ultra-luminous infra-red galaxies presenting extreme optical/mid-IR colors at z∼2. I here try to better understand the Starburst/AGN connection in the brightest sources of my OFIR sample. Using PACS 100 and 160 μm from the Herschel Telescope, I have better constraints on the spectral energy distributions of the sources. The goal here is to determine the fraction of the IR luminosity due to the AGN and the fraction due to a strong star-forming activity. Theses really bright (F_24μm> 1mJy) OFIR sources present fainter 100/24 and 160/24 colors than the rest of the 24μm-selected sources. Their luminosity might then come from a strong AGN activity. The forthcoming facilities that will operate at long wavelengths (e.g., JWST, AKMA, SCUBA-2, etc.) will allow a better understanding of the link between the AGN activity and the star-forming one, up to high redshifts.

L'objectif de mon travail de thèse a consisté à tenter de comprendre quels sont les mécanismes principaux à l'origine de la formation d'étoiles dans les galaxies au cours des derniers dix milliards d'années. Alors qu'il avait été proposé dans le passé que le rôle des fusions de galaxies était dominant pour expliquer l'allumage de la formation d'étoiles dans les galaxies lointaines formant leurs étoiles à de très grands taux, des études plus récentes ont au contraire mis en évidence des lois d'échelles reliant le taux de formation d'étoiles des galaxies à leur masse stellaire ou masse de gaz. La faible dispersion de ces lois semblait être en contradiction avec l'idée d'épisodes stochastiques violents de formation stellaire liés à des interactions, mais plutôt en accord avec une nouvelle vision de l'histoire des galaxies où celles-ci sont nourries de manière continue en gaz intergalactique.Nous nous sommes particulièrement intéressés à l'une de ces lois d'échelles, la relation entre le taux de formation d'étoiles (SFR) et la masse stellaire des galaxies, appelées communément la séquence principale des galaxies à formation d'étoiles. Nous avons étudié cette séquence principale, SFR-M*, en fonction de la morphologie et d'autres paramètres physiques comme le rayon, la couleur, la clumpiness. Le but étant de comprendre l'origine de la dispersion de cette relation en lien avec les processus physiques responsables de cette séquence afin d'identifier le mode principal de formation d'étoile gouvernant cette séquence. Ce travail a nécessité une approche multi-longueurs d'ondes ainsi que l'utilisation de simulations de profils de galaxies pour distinguer les différents types morphologiques de galaxies impliqués dans la séquence principale. / The goal of my PhD study consists at attempt to understand what are the main processes at the origin of the star formation in the galaxies over the last 10 billions years. While it was proposed in the past that merging of galaxies has a dominant role to explain the triggering of the star formation in the distant galaxies having high star formation rates, in the opposite, more recent studies revealed scaling laws linking the star formation rate in the galaxies to their stellar mass or their gas mass. The small dispersion of these laws seems to be in contradiction with the idea of powerful stochastic events due to interactions, but rather in agreement with the new vision of galaxy history where the latter are continuously fed by intergalactic gas. We were especially interested in one of this scaling law, the relation between the star formation (SFR) and the stellar mass (M*) of galaxies, commonly called the main sequence of star forming galaxies. We studied this main sequence, SFR-M*, in function of the morphology and other physical parameters like the radius, the colour, the clumpiness. The goal was to understand the origin of the sequence’s dispersion related to the physical processes underlying this sequence in order to identify the main mode of star formation controlling this sequence. This work needed a multi-wavelength approach as well as the use of galaxies profile simulation to distinguish between the different galaxy morphological types implied in the main sequence.

L'époque de la Réionisation est la transition d'un Univers rempli d'hydrogène neutre et relativement froid à un Univers rempli de gaz chaud et ionisé. Cette transition intervient à peine un milliard d'années après le Big Bang. Le processus de réionisation est dû à l'émission de photons ionisants par les premières étoiles et premières galaxies à se former. Le travail de cette thèse consiste en l'étude de la formation des galaxies pendant et après la Réionisation, et en particulier de l'impact de cette dernière sur la formation stellaire. En utilisant des modèles et des simulations numériques, il est possible d'étudier le processus de Réionisation de l'Univers en détail, avec comme contraintes les observations du milieu inter-galactique et des galaxies à haut redshift. Dans cette thèse, je me suis concentré dans un premier temps sur les effets de coupure de la formation stellaire pendant et après la Réionisation de manière globale. J'ai eu accès à des simulations d'un nouveau type, qui modélisent la propagation du rayonnement ionisant couplé avec la dynamique et avec l'évolution des propriétés de la matière dans un volume cosmologique. J’ai aussi étudié en détail l'impact de la Réionisation sur les plus petites galaxies, en particulier, le cas de leur distribution spatiale dans l'Univers local, dans le but de reproduire et comprendre certaines observations. / The Epoch of Reionization is the transition from a Universe full of cold and neutral hydrogen to a hot and ionized Universe: it occurs one billion years after the Big Bang. The Reionization is driven by the ionizing photons emitted by the first stars and galaxies. This thesis analyses the galaxy formation during and after the Reionization. Focusing on the feedback of the Reionization on the stellar formation. Using models and numerical simulations, we can study in details the Reionization process. Observations of galaxies and intergalactic medium at high redshift constrain those models, as well as observations of the local Universe, which is the only place where low luminosity galaxies can be observed. In this thesis, I focus on the radiative suppression of stellar formation caused by the Reionization. For this purpose, I used a new generation of simulations, able to take into account the radiative transfer as well as the hydrodynamics in a cosmological volume. I also studied in details the Reionization of the smallest galaxies, focusing on their spatial distribution in the local Universe to understand and reproduce the observations. I looked in particular at the distribution of satellites around M31-like galaxies and find that the observed vast plane of satellites can be reproduced in our models.

The overall aim of this thesis is to investigate the environments of AGN, in particular, the density of galaxies in the environments of radio-loud and radio-quiet AGN. This determines whether AGN trace dense environments at high redshifts and whether the environments are important in addressing the problem of radio-loud dichotomy. I extend my research by investigating whether star-formation evolves differently in high-redshift AGN environments compared to the field. I begin by investigating the environments of 169 AGN using Spitzer data at z ∼ 1. I investigate the source density of star-forming galaxies in the environments of radio galaxies, radio-loud quasars and radio- quiet quasars. I do not find any significant overdensity of star-forming galaxies in these environments, although I find tentative evidence for a diff erence in the colours of galaxies in the radio galaxy environments compared to the quasar and field environments. I next use VIDEO data to investigate the environments of the quasars out to z ∼ 3. Firstly, I use a training sample of QSOs and galaxies, which trains a neural network to detect QSOs in the VIDEO data. I detect 274 possible QSOs in the VIDEO data using this method. I am able to determine that the efficiency of the neural network clas- sification is 95 per cent using the training sample. I compare these results to a colour selection method, which detects 88 QSOs in the VIDEO data, and find that the neural network is able to detect ∼ 80 per cent of the colour selected QSOs at Ks = 21. I then investigate the source overdensity using a radial analysis on the environments of the VIDEO QSOs. I find a significant overdensity of galaxies in the environments of the whole QSO sample and in the environments of the radio-loud quasars compared to the radio-quiet quasars. I extend the density analysis by using a second density measure, called the spatial clustering amplitude technique, to compare the environments of the quasars with their radio luminosities, absolute magnitudes and redshifts. I do not fi any significant correlations between environmental density and radio luminosity, absolute magnitude or redshift for the QSOs. I extend this research to investigate the type of galaxies found in the AGN environments. However, I do not find any significant differences between the type of galaxies found in the QSO environments and the background field.

As the ultimate fate of nearly all stars, including our Sun, white dwarfs (WDs) hold rich and informative histories in their observable light. To determine a fundamental parameter of WDs, mass, we perform the first measurement of the average gravitational redshift of an ensemble of WDs. We find a larger mean mass than that determined from the primary and expansive technique known as the spectroscopic method. The potential inaccuracy of this method has broad astrophysical implications, including for our understanding of Type 1a supernova progenitors and for constraining the age of the Universe. This motivates us to investigate the WD atmosphere models used with the spectroscopic method, particularly the input theoretical line profiles, by developing a new experimental platform to create plasmas at WD photospheric conditions (T_e ~ 1 eV, n_e ~ 10^17 cm^-3). Instead of observing WD spectra to infer the plasma conditions at the surface of the star, we set the conditions and measure the emergent spectra in the laboratory. X-rays from a z-pinch dynamic hohlraum generated at the Z Pulsed Power Facility at Sandia National Laboratories irradiate a gas cell to initiate formation of a large (120x20x10 mm or 24 cm^3) plasma. We observe multiple Balmer lines from our plasma in emission and in absorption simultaneously along relatively long (~120 mm) lines of sight perpendicular to the heating radiation. Using a large, radiation-driven plasma aides us to achieve homogeneity along our observed lines of sight. With time-resolved spectroscopy we measure lines at a range of electron densities that spans an order of magnitude, and we do this within one pulsed power shot experiment. Observing our plasma in absorption not only provides the signal-to-noise to measure relative line shapes, it allows us to measure relative line strengths because the lines share the same lower level population. This constrains the theoretical reduction factors used to describe ionization potential depression or the occupation probabilities associated with these Balmer lines. We compare our measured line shapes with the theoretical ones used in WD atmosphere models as part of the first fruits of this rich experimental platform. / text

We use cosmological hydrodynamic simulations to study the impact of out-flows and radiative feedback on high-redshift galaxies. For outflows, we consider simulations that assume (i) no winds, (ii) a .constant-wind. model in which the mass-loading factor and outflow speed are constant, and (iii) "momentum driven" winds in which both parameters vary smoothly with mass. In order to treat radiative feedback, we develop a moment-based radiative transfer technique that operates in both post-processing and coupled radiative hydrodynamic modes. We first ask how outflows impact the broadband spectral energy distributions (SEDs) of six observed reionization-epoch galaxies. Simulations reproduce five regardless of the outflow prescription, while the sixth suggests an unusually bursty star formation history. We conclude that (i) simulations broadly account for available constraints on reionization-epoch galaxies, (ii) individual SEDs do not constrain outflows, and (iii) SED comparisons efficiently isolate objects that challenge simulations. We next study how outflows impact the galaxy mass metallicity relation (MZR). Momentum-driven outflows uniquely reproduce observations at z = 2. In this scenario, galaxies obey two equilibria: (i) The rate at which a galaxy processes gas into stars and outflows tracks its inflow rate; and (ii) The gas enrichment rate owing to star formation balances the dilution rate owing to inflows. Combining these conditions indicates that the MZR is dominated by the (instantaneous) variation of outflows with mass, with more-massive galaxies driving less gas into outflows per unit stellar mass formed. Turning to radiative feedback, we use post-processing simulations to study the topology of reionization. Reionization begins in overdensities and then .leaks. directly into voids, with filaments reionizing last owing to their high density and low emissivity. This result conflicts with previous findings that voids ionize last. We argue that it owes to the uniqely-biased emissivity field produced by our star formation prescriptions, which have previously been shown to reproduce numerous post-reionization constraints. Finally, preliminary results from coupled radiative hydrodynamic simulations indicate that reionization suppresses the star formation rate density by at most 10.20% by z = 5. This is much less than previous estimates, which we attribute to our unique reionization topology although confirmation will have to await more detailed modeling.