In my thesis I investigate the occurrence of mid-infrared excess around stars and their evolution. Since the launch of the first infrared satellite, IRAS, we have known that a large fraction of stars exhibit significant levels of infrared emission above their predicted photospheric level. Resolved optical and infrared images have revealed the majority of these excesses to arise from circumstellar disk structures, made up of distributions of planetesimals, rocks, and dust. These structures are descriptively called debris disks. The first part of my thesis analyzes the Spitzer Space Telescope Observations of δ Velorum. The 24 μm Spitzer images revealed a bow shock structure in front of the star. My analysis showed that this is a result of the star’s high speed interaction with the surrounding interstellar medium. We place this observation and model in context of debris disk detections and the origin of λ Boötis stars. The second part of my thesis summarizes our observational results on the open cluster Praesepe. Using 24 μm data, I investigated the fraction of stars with mid-infrared excess, likely to have debris disks. I also assembled all results from previous debris disk studies and followed the evolution of the fraction of stars with debris disks. The majority of debris disks systems are evolved, few hundred million or a Gyr old. Since the dissipation timescale for the emitting dust particles is less than the age of these systems, they have to be constantly replenished through collisional grinding of the larger bodies. The last two chapters of my thesis is a theoretical analysis of the collisional cascade in debris disks, the process that produces the constant level of dust particles detected. I introduce a numerical model that takes into account all types of destructive collisions in the systems and solves the full scattering equation. I show results of comparisons between my and other published models and extensive verification tests of my model. I also analyze the evolution of the particle size distribution as a function of the variables in my model and show that the model itself is quite robust against most variations.

Le fond extragalactique est le rayonnement relique issu de tous les processus de formation des structures dans l'Univers. Environ la moitié de ce fond, appelé fond infrarouge est émis dans l'intervalle 8-1000 microns, a un maximum d'émission autour de 150 microns, et est essentiellement dû aux processus de formation d'étoiles dans l'Univers. En effet, la luminosité infrarouge d'une galaxie est fortement liée à la formation d'étoiles en son sein. Pour bien comprendre l'origine du fond infrarouge, il faut donc également déterminer l'évolution des galaxies infrarouges.Une mesure statistique relativement simple permettant de comprendre l'origine du fond infrarouge, mais également l'évolution des galaxies, consiste à compter les sources en fonction de leur flux. J'ai mesuré les comptages de sources infrarouges dans les données des télescopes spatiaux Spitzer et Herschel, ainsi que celles de l'expérience BLAST, en utilisant des méthodes variées. Les sources détectées individuellement dans les cartes Spitzer à 24 microns émettent la majeure partie du fond. En revanche, à plus grande longueur d'onde, la sensibilité et la résolution angulaire des instruments décroît. Les sources détectées n'expliquent alors plus qu'une petite partie du fond. L'analyse par empilement (ou stacking) permet de mesurer le flux moyen infrarouge lointain ou sub-millimétrique d'une population détectée uniquement dans l'infrarouge moyen. Cette technique fournit des limites inférieures contraignantes sur la valeur du fond à grande longueur d'onde, mais permet également de compter les sources trop faibles pour être détectées individuellement. Ces résultats sont confirmés grâce à l'analyse dite P(D), qui permet de déterminer les comptages directement à partir de l'histogramme d'une carte infrarouge.Ces nouvelles contraintes permettent de préciser le scénario d'évolution des galaxies infrarouges. J'ai construit un modèle paramétrique d'évolution de ces objets permettant d'interpréter les comptages. Ce modèle reproduit de manière satisfaisant les propriétés statistiques de galaxies infrarouges de 15 microns à 1.1 mm. Il prédit que dans l'Univers jeune (z>2), la formation d'étoile a eu lieu majoritairement dans des galaxies ultra-lumineuses en infrarouges (LIR>10^12 luminosités solaires). Ces galaxies formaient des étoiles à un rythme très intense (plus de 100 masses solaires par ans) et n'ont que très peu d'équivalent dans l'Univers local. Depuis, le taux de formation d'étoiles a diminué d'un facteur 10, et la formation d'étoiles a aujourd'hui majoritairement lieu dans des galaxies semblables à la notre. Ce modèle d'évolution a par la suite été utilisé pour interpréter les fluctuations du fond infrarouge à grande longueur d'onde observées par BLAST, Planck et Herschel.

We present preliminary analysis of mid-infrared spectra of M-type and C-type Mira variables. Due to the brightness of this sample, it is straightforward to monitor changes with phase in the infrared spectral features of these regular pulsators. We have spectra of 25 Mira variables, taken with phase, using the Spitzer Infrared Spectrograph (IRS) high-resolution module. Each star has multiple spectra obtained over a one-year period from 2008-09. This is a rich, unique data set due to multiple observations of each star and the high signal-to-noise ratio from quick exposure times to prevent saturation of the IRS instrument. This paper focuses on the 17.6 and 33.2 micron lines shared by M-types and C-types. These are mostly emission lines that change with phase. We discuss preliminary physical diagnostics for the atmospheres based on the lines, as well as possible line identifcations such as fuorescence of metal species.

We report on neon abundances derived from Spitzer high resolution spectral data of eight Wolf-Rayet (WR) stars using the forbidden line of [Ne III] 15.56 μm. Our targets include four WN stars of subtypes 4–7, and four WC stars of subtypes 4–7. We derive ion fraction abundances γ of Ne2+ for the winds of each star. The ion fraction abundance is a product of the ionization fraction Qi in stage i and the abundance by number AE of element E relative to all nuclei. Values generally consistent with solar are obtained for the WN stars, and values in excess of solar are obtained for the WC stars.

HAT-P-30-WASP-51b is a hot-Jupiter exoplanet that orbits an F star every 2.8106 days at a distance of 0.0419 AU. Using the Spitzer Space Telescope in 2012 (Spitzer Program Number 70084) we observed two secondary eclipses at 3.6 and 4.5 μm. We present eclipse-depth measurements of 0.177 ± 0.018 % and 0.247 ± 0.024 % and estimate the infrared brightness temperatures to be 1990 ± 110 K and 2080 ± 130 K for these two channels, respectively, from an analysis using our Photometry for Orbits, Eclipses, and Transits (POET) pipeline. These may be grazing eclipses. We also refine its orbit using our own secondary-eclipse measurements in combination with radial- velocity and transit observations from both professional and amateur observers. Using only the phase of our secondary eclipses, we can constrain e cos(ω) where e is the orbital eccentricity and ω is the argument of periastron to 0.0058 ± 0.00094. This is the component of eccentricity in the plane of view,. This small but non-zero eccentricity is independent of the effects that stellar tides have on radial-velocity data. When including radial velocity data in our model, our Markov chain finds an e cos(ω) of 0.0043 ± 0.0007. We constrain the atmospheric temperature profile using our Bayesian Atmospheric Radiative Transfer code (BART), a large lower bound (700 km) for the scale height, and the potential for high quality transit spectroscopy observations.

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Les radio galaxies sont les candidats préférentiels pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies sur une grande échelle de temps. Observées jusqu'à z>5 en raison de leur brillance, elles sont abritées par des galaxies elliptiques géantes. L'émission radio révèle la présence d'un trou noir supermassif. Un tore de poussière entourant le noyau actif de galaxie (AGN) agit comme un coronographe naturel permettant alors l'étude de la galaxie hôte. L'objectif de cette thèse est de déterminer l'évolution de la composante stellaire en présence d'un AGN. La décomposition est faite à partir de la distribution spectrale d'énergie (SED) de l'UV au submillimétrique en utilisant le code d'évolution de galaxies PEGASE.3 et un code d' AGN, les deux modélisant l'émission de la poussière par transfert radiatif.En premier lieu, nous présentons le projet HeRGE, 70 radio galaxies observées avec Herschel, qui permet de mesurer leurs luminosités totales infrarouges, comparables à celles des ULIRG. Une décomposition de la luminosité infrarouge entre l'émission AGN et un modèle de starburst est proposée pour l'ensemble de l'échantillon. Ces luminosités élevées sont interprétées en termes de taux d'accrétion et de formation d'étoiles, favorisant la croissance du trou noir par rapport à la galaxie hôte.En second lieu, l'orientation du jet par rapport au tore est contrainte à partir de l'infrarouge moyen et du rapport des émissions radio des lobes (isotrope, 500MHz) et du coeur (anisotrope, 20GHz). Ces observations en accord avec le modèle d'unification permettent d'évaluer le facteur d'absorption Av, l'inclinaison du tore et de contraindre le facteur de Lorentz.Une sélection de 12 radio galaxies observées de l'UV au sub-mm est analysée avec PEGASE.3 et un modèle d'AGN. Une seule composante stellaire est insuffisante. Seules deux composantes (une évoluée et massive, et une jeune issue d'un starburst) permettent un ajustement significatif de la SED complète. La composante évoluée est très massive (environ 10^12 msun) formée sur une courte période de temps (<10^9 ans). La composante jeune (<4.10^7 ans), moins massive (environ 10^11 msun), confirme un processus épisodique de croissance par sursauts. Ces résultats sont des contraintes fortes pour les modèles de formation de galaxies. La relation avec le noyau actif reste encore à préciser. Les projets d'observations complémentaires, optique et mm, permettront de confirmer ces résultats. / Powerful radio galaxies are excellent candidates for investigating and ultimately understanding the formation and evolution of galaxies. These beacons are now observed out to z>5 and are commonly associated with the massive early-type galaxies observed in the local universe. While the radio emission reveals the presence of a supermassive black hole, a dusty parsec-scale torus acts like a natural coronograph, making it easier to study the properties of the host galaxy. The aim of this PhD thesis is to characterise the nature and evolution of the stellar population and the relationship between the stellar population and the active galactic nucleus (AGN). To reach our scientific goals, we use the galaxy evolution code, PEGASE, combined with a AGN model which both consider the radiative transfer of the UV, optical, and IR photons through dust. To begin, we present the HeRGE project consisting of 70 radio galaxies which have been observed with Herschel. These IR observations allow us to calculate the total infrared luminosities and reveal that our sample belongs to the ULIRG regime. We decompose the infrared SED into an AGN and starburst components using observational templates. Converted into accretion and star formation rate, their relative luminosities indicate that the black holes are growing proportionally faster than are the host galaxies.In addition, we constrain the configuration of the jet and torus by combining the results from mid-infrared spectral energy distribution (SED), and the radio emission from the lobes (isotropic at 500MHz) and the core (anisotropic at 20GHz). In agreement with the unified scheme, these observations allow us to estimate the absorption Av, the inclination of the torus, and provides a constraint on the Lorentz factor for the radio jet.A subsample of 12 radio galaxies observed from the UV to sub-mm is also analysed with PEGASE.3 and an AGN torus model. While one stellar component is clearly insufficient to fit the observations, two stellar components are necessary to successfully reproduce the SED (one evolved and massive, about 10^12 msun, formed over a reasonably short time, <1Gyr at high redshift; and a much younger component, <40Myr, that is also less massive, about 10^11 msun. Such a star formation history suggests rapid growth at high redshift of longer duration followed much by another period of rapid, stochastic growth.These results put strong constraints on galaxy formation models. Unfortunately, the crudeness of some of our data and theoretical understanding the IR emission from AGN, means that the relation of the galaxy to its AGN is still not well constrained. Additional observations at optical through millimeter wavelengths are needed to extend our findings.

Abstract available through American Astronomical Society.

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 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.

Ce travail est consacré à l'étude d'un problème issu de la physique des plasmas: le transfert thermique des électrons dans un plasma proche de l'équilibre maxwellien. Dans un premier temps, le régime asymptotique de Spitzer-Harm est étudié. Un modèle proposé par Schurtz et Nicolai est analysé et situé dans le cadre des modeles hydrodynamiques en dehors de la limite strictement asymptotique. Le lien avec les modèles non-locaux de Luciani et Mora est établi, ainsi que les propriétés mathématiques tels que le principe du maximum et la dissipation entropique. Ensuite, une dérivation formelle à partir des équations de Vlasov est proposée. Une hiérarchie de modèles intermédiaires entre les équations cinétiques et la limite hydrodynamique est décrite. En particulier, un nouveau système hydrodynamique, de nature intégro-différentielle, est proposé. Le système Schurtz et Nicolai apparaît comme une simplification du modèle issu de la diversion. L'existence et l'unicité de la solution du système non-stationnaire sont établies dans un cadre simplifié. La dernière partie est consacrée à la mise en œuvre d'un schéma numérique spécifique pour la résolution de ces modèles. Nous proposons une approche par volumes finis efficace sur des maillages non-structurés. La précision de ce schéma permet de capturer des effets spécifiques aux modèles cinéiques, qui ne peut être reproduit par le modèle asymptotique de Spitzer-Harm. La consistance de ce schéma avec celui de l'équation Spitzer-Harm est mise en evidence, ouvrant la voie à une stratégie de couplage entre les deux modèles.