Les vents galactiques jouent un rôle important dans l'évolution des galaxies et du milieu intergalactique. Les supernovae se produisant peu de temps après un sursaut de formation d'étoiles dans une galaxie créent un vent cohérent enrichi en métaux. Ce projet de maîtrise visait à créer, en collaboration avec mon superviseur Hugo Martel et son chercheur postdoctoral Matthew Pieri, une simulation semi-analytique de type Monte Carlo dans laquelle les vents galactiques anisotropes seraient représentés par deux cônes sphériques voyageant dans des directions opposées. Cette simulation suit la formation de ~ 20 000 galaxies à l'intérieur d'un volume cubique comobile de (12h ^pc) 3 , dans un univers ACDM. Les vents produits par ces galaxies pourront soit souffler le gaz d'un halo en processus d'effondrement avoisinant, empêchant ainsi sa formation, soit déposer des métaux dans le milieu intergalactique, contribuant ainsi à la formation plus rapide de nouvelles galaxies. Les vents galactiques anisotropes suivent la direction de moindre résistance et, par conséquent, voyagent de préférence dans les régions de faible densité, loin des structures cosmologiques dans lesquelles les galaxies se forment. Les vents galactiques anisotropes peuvent enrichir en métaux plus efficacement les régions de faible densité. À l'opposé, dans les milieux de haute densité, il y a moins de croisements entre les vents anisotropes provenant d'une même structure cosmologique. L'enrichissement de cette structure est donc grandement réduit. Les vents hautement anisotropes peuvent traverser les vides cosmologiques et déposer des métaux dans d'autres structures cosmologiques. / Galactic outflows play an important role in the evolution of galaxies and the intergalactic medium. Supernovae following a starburst in a galaxy create a coherent metal-enriched outflow. The aim of tins master project was to create, in collaboration with my supervisor Hugo Martel and his postdoctoral researcher Matthew Pieri, a semi-analytical Monte Carlo simulation in which galactic outflows are represented as two spherical cones travelling in opposite directions. This simulation tracks the formation of ~ 20 000 galaxies in a comoving cubic volume of size (12h 1Mpc)3 , in a ACDM universe. Outflows produced by those galaxies could either blow away the gas of a halo in process of collapsing, thus preventing its formation, or deposit metals in the intergalactic medium, and so contribute to a faster formation of new galaxies. Anisotropic outflows follow the path of least resistance and thus travel preferentially into low-density regions, away from cosmological structures where galaxies form. Anisotropic outflows can significantly enrich low-density Systems with metals. Conversely, in the high-density regions, there is less crossing between anisotropic outflows located in a common cosmological structure, so the enrichment in this structure is significantly reduced. Highly anisotropic outflows can travel across cosmological voids and deposit metals in other, unrelated cosmological structures.

Ce projet a pour but d'examiner l'influence à grande échelle des vents en provenance des noyaux actifs de galaxies (NAG) sur l'enrichissement en métaux du milieu intergalactique. Un modèle semi-analytique de vents de NAG anisotropes est implémenté dans des simulations à N-corps suivant un modèle cosmologique ACDM. Les NAG évoluent dans une boîte de dimension (128 h-1Mpc)3, à partir d'un décalage vers le rouge initial z = 24 jusqu'à un décalage vers le rouge final de z = 0, en utilisant une fonction de luminosité observationnelle des quasars afin d'obtenir leur distribution en décalage vers le rouge et en luminosité, et un modèle analytique pour décrire l'expansion de leurs vents. Le volume enrichi en métaux par les vents anisotropes de la population cosmologique de NAG est calculé et analysé au cours du temps de Hubble. Le volume enrichi obtenu est relativement faible à z > 2.5 et croît rapidement par la suite jusqu'à z = 0. Les vents de NAG enrichissent une fraction de 0.65 - 1.0 du volume cosmologique total à l'époque actuelle, pour différentes valeurs des paramètres de notre modèle. Les vents plus anisotropes enrichissent préférentiellement les régions de faible densité, et ce, de façon plus accentuée à haut décalage vers le rouge et moindre à faible décalage vers le rouge.

Dans l’Univers, on observe des galaxies lointaines ne formant plus d’étoiles, mais les astrophysiciens n’ont pas encore identifié avec certitude les phénomènes physiques à l’origine de leur “mort”. Pour apporter des éléments de réponse, je me suis penchée sur l’étude de phénomènes qui pourraient y jouer un rôle : les processus de rétroaction des étoiles et des trous noirs supermassifs actifs, la formation stellaire, et les vents galactiques. Le Chapitre 1 présente toutes les notions nécessaires à la compréhension du problème : les caractéristiques des galaxies typiques de l’Univers proche et lointain ; les vents galactiques ; la mort des galaxies; les trous noirs supermassifs actifs (noyaux actifs de galaxies, AGN) et les étoiles ; et leur rétroaction. Dans le Chapitre 2, je présente les techniques numériques utilisées : le code de simulations astrophysiques RAMSES et le code de transfert radiatif Cloudy, que j’ai utilisé pour développer une méthode de calcul de l’état d’ionisation d’une galaxie, détaillée au Chapitre 3. Le Chapitre 4 étudie le couplage entre les trous noirs actifs et les étoiles, avec le projet POGO, Origines Physiques des Vents Galactiques. Durant cette thèse, j’ai montré que les trous noirs actifs n’étaient pas en mesure de tuer subitement leur hôte, même en prenant en compte la rétroaction des étoiles, et que leur couplage peut réduire ou renforcer les vents dans les galaxies en fonction de leur masse. Le Chapitre 5 fait un état de l’art du domaine avant et pendant mon doctorat, reprend les conclusions de cette thèse et donne quelques perspectives, notamment en ce qui concerne le rôle additionnel des rayons cosmiques dans la mort des galaxies / In the Universe, we observe galaxies forming no, or almost no, stars anymore, but astrophysicists do not know yet what physical mechanisms cause their “death”. To give clues to solve the problem, I studied feedback processes from stars and active supermassive black holes, star formation and galactic outflows. Chapter 1 presents all the notions to understand the problem: the characteristics of typical galaxies in the local and distant Universe, galactic outflows, galaxy death, active supermassive black holes, stars, and their feedback processes. In Chapter 2, I describe the numerical techniques I used: the simulation code RAMSES, and the radiative transfer code Cloudy, which I used to develop a computation method to get the ionization state of an entire galaxy. This method is presented in Chapter 3. Chapter 4 studies the coupling between the feedback processes of active supermassive black holes and stars, with the POGO project, Physical Origins of Galactic Outflows. During this thesis, I showed that typical active supermassive black hole cannot suddenly kill their host, even when stellar feedback processes are accounted for, and that their coupling either reduces or enhances the mass outflow rate depending on the mass of the host. In Chapter 5, I give a state-of-the-art about active supermassive black holes before and during my thesis, sum up the conclusions of the work, and give perspectives to enlarge the scope of the study, especially regarding the additional role of cosmic rays in the death of galaxies

Le modèle cosmolgique standard Λ-CDM est celui qui connaît le plus grand succès dans la cosmologie moderne. Pourtant, malgré sa capacité à expliquer la domination de la matière noire sur la structuration de l'univers à grande échelle, il échoue, parfois dramatiquement, lorsque la physique complexe de la matière baryonique entre en jeu. En particulier, l'une des plus grandes questions restant encore sans réponse concerne la différence importante entre la quantité de matière baryonique prédite et celle réellement observée dans les halos de galaxies de faible et de grande masse (e.g. Behroozi et al., 2013b). Les modèles théoriques prédisent beaucoup trop de masse comparé à ce qui est véritablement observé, ce qui mène à la conclusion qu'il existe des mécanismes permettant d'éjecter une partie du réservoir de matière baryonique des galaxies, ce qui affectera donc leur évolution. En d'autres termes, si nous voulons comprendre l'évolution des galaxies, il est essentiel de comprendre de manière précise comment ces galaxies perdent une partie de leur matière baryonique. Pour les galaxies de faibles masses, un ingrédient clé est contenu dans les vents produits par les explosions de supernovae (Dekel & Silk, 1986). Non seulement ces vents peuvent être efficaces pour éjecter le gaz et les métaux du disque galactique, pour enrichir le milieu inter-galactique en éléments lourds (Oppenheimer et al., 2010), mais ils sont aussi observés dans presque toutes les galaxies à formation d'étoiles (Veilleux et al., 2005a), ce qui donne à ces vents un rôle important concernant le cycle de la matière dans les galaxies. Notre connaissance incomplète concernant les relations entre la galaxie et les propriétés du gaz qu'elle éjecte, comme le lien entre le taux de formation stellaire (SFR) et la quantité de masse éjectée Mout , limite notre capacité à produire des simulations numériques précises sur l'évolution des galaxies. L'objectif de cette thèse est de quantifier les propriétés des vents galactiques en utilisant des quasars en arrière plan et la spectroscopie 3D. Afin d'y parvenir, nous utiliserons une quantité importante de données provenant de plusieurs instruments (SDSS, LRIS au Keck, SINFONI, UVES et MUSE au VLT). Grâce à cette nouvelle stratégie d'observation et l'utilisation d'instruments de pointe, nous avons pu augmenter l'échantillon d'un ordre de grandeur et ainsi obtenir de bien meilleures contraintes sur les propriétés du gaz qui s'échappe des galaxies de faible masse. / The Λ-CDM model is one of the most resounding triumphs of modern cosmology. Yet, even though it is immensely successful at explaining the dark matter dominated large scale structures, it fails, sometimes dramatically, when the complex physics of baryonic matter comes into play. In particular, one of the major remaining discrepancies is between the observed and predicted baryonic densities of the dark matter halos of galaxies both in the high mass and low mass regimes (e.g. Behroozi et al., 2013b). Theoretical models predict much more mass than is actually observed, leading to the conclusion that there are mechanisms at play ejecting part of the baryonic matter reservoir from galaxies and therefore affecting their evolution. In other words, if we want to understand the evolution of galaxies, it is essential to understand precisely how galaxies lose a fraction of their baryonic matter. For low mass galaxies, a key part of the solution lies on supernovae-driven outflows (Dekel & Silk, 1986). Not only can such outflows efficiently expel gas and metals from galactic disks, enriching the inter-galactic medium (Oppenheimer et al., 2010), they are also observed in almost every star-forming galaxy (Veilleux et al., 2005a), making them an important part of the matter cycle of galaxies in general. Our incomplete knowledge of scaling relations between galaxies and the properties of their outflowing material, such as between the star formation rate (SFR) and the ejected mass rate Mout, limits our ability to produce accurate numerical simulations of galaxy evolution. The objective of this thesis is to quantify galactic wind properties using background quasars and 3D spectroscopy. In order to achieve our goal, we use large data sets from several instruments (SDSS, LRIS at Keck, SINFONI, UVES and MUSE on VLT). After developing observational strategies in order to have the largest data set possible with this technique, we increased the number of observations by 1 order of magnitude which resulted in better constraints on the outflowing materials for the low mass galaxies.

Durant cette these, j'ai etudie la formation des galaxies grace a des simulations cosmologiques et a un nouveau modele analytique. Dans le cadre du modele standard de formation hierachique des grandes structures, les petites fluctuations primordiales de densite observees sur le fond diffus cosmologique sont amplifiees par la gravite pour donner des halos de matiere noire de plus en plus gros. C'est au sein de ces halos que le gaz s'effondre et se refroidit pour former des disques de gaz froid a support centrifuge. Ces disques sont ensuite convertis en disques stellaires : les galaxies. Le probleme dans ce scenario est celui du sur-refroidissement : une trop grande part du gaz finit sous forme d'etoiles comparativement aux observations. J'ai donc realise une etude de l'evolution des baryons (un gaz d'hydrogene et d'helium) dans l'Univers grace a des simulations numeriques hydrodynamiques haute-resolution. Cependant, ces simulations sont affectees par des effets de resolution finie. J'ai ainsi developpe un modele analytique simple qui possede l'avantage de ne pas etre affecte par de tels effets. Celui-ci predit la quantite de baryons dans chacune des 4 phases suivantes : etoiles, gaz froid dans les disques galactiques, gaz chaud dans les amas et gaz diffus dans le milieu intergalactique. La comparaison des resultats aux observations a montre que la cosmologie controle le taux de formation d'etoiles dans l'Univers. Ce modele a aussi mis en lumiere le role essentiel des vents galactiques qui, ejectant le gaz froid des disques jusque dans les halos de gaz chaud, permettent d'eviter le probleme du sur-refroidissement. Enfin, en une ouverture vers l'astroparticule, j'ai etudie les implications de la physique du gaz sur le fond diffus gamma produit dans l'hypothese de matiere noire legere.

Les vents galactiques sont des éléments importants à considérer dans les simulations numériques à grande échelle car ils ont des impacts sur la formation des galaxies environnantes. Puisque les galaxies sont mal résolues dans de telles simulations, les vents galactiques sont habituellement générés par des méthodes semi-analytiques. Dans le cadre de ce projet, un modèle galactique a été développé afin d'améliorer le modèle semi-analytique de Pieri et al. (2007). Ce nouveau modèle permet de suivre de manière consistante l'évolution de l'enrichissement des galaxies en tenant compte des vents stellaires, des supernovae et de différents scénarios de formation stellaire. Les vents galactiques sont générés par l'énergie thermique provenant des supernovae et des vents stellaires à l'intérieur des galaxies. Avec ce formalisme, seules les galaxies ayant une masse inférieure ou égale à 10¹⁰ MQ risquent de contribuer à l'enrichissement du milieu intergalactique. La distribution des vents galactiques dans ce milieu est calculée en respectant l'ordre chronologique des éjectas. De plus, la composition de ce vent peut désormais être décomposée en 31 éléments chimiques. Pour la même quantité d'étoiles formées durant l'évolution galactique, un taux de formation stellaire de longue durée produit un plus long vent galactique qu'un taux de formation stellaire de courte durée. Cependant, ce vent est alors moins dense et moins concentré en métaux. En augmentant l'efficacité de formation stellaire, la portée et la métallicité du vent galactique augmentent également. Par contre, dans certains cas, une trop grande quantité d'étoiles peut complètement balayer le milieu interstellaire de son gaz, ce qui altère l'évolution du vent galactique. Pour respecter la quantité de métaux observée dans le milieu intergalactique, les vents galactiques doivent provenir des galaxies ayant possédé une métallicité initiale différente de zéro au moment de leur formation. Dans ce cas et lors d'une collision galactique, les vents stellaires peuvent contribuer de manière significative au bilan énergétique et à la quantité de carbone et d'azote éjectée dans le milieu intergalactique.

Nous avons utilisé un algorithme P³M afin de simuler la formation de galaxies dans une boîte cosmologique de (15 Mpc)³ dans un univers ΛCDM d'un décalage spectral de 24 à 2. Nous avons ensuite simulé des vents galactiques anisotropes et suivi l'effet de rétroaction de ces vents sur l'évolution des galaxies naines simulées. Les vents sont modélisés comme étant bipolaires et les angles d'ouverture étudiés sont de α=60°, 90°, 120°, 150° et 180°. Ces vents modélisés ont tendance à se propager dans une direction perpendiculaire à la structure à grande échelle (filament, crêpe) hébergeant la galaxie. Nous incluons l'effet de la suppression de galaxies par la photoionisation à partir d'un décalage spectral z=6 dans cinq de nos simulations et l'ignorons dans les cinq autres afin de comparer cette dernière série de résultats avec des travaux antérieurs. Nous incluons aussi les interactions entre les halos (accrétion, fusion et fission) pour modéliser l'apparition de sursauts d'étoiles produisant des supernovae. Les vents anisotropes sont les plus susceptibles d'enrichir les régions de faibles densités. De plus, ils ont moins de chances de se superposer, ce qui augmente la fraction de milieu intergalactique enrichie en métaux. L'anisotropie grandissante des vents diminue aussi la probabilité qu'un halo soit frappé et dépossédé de son gaz, empêchant ainsi la formation d'une galaxie. Lorsque l'on diminue l'angle d'ouverture des vents de α=180° (un vent isotrope) à un angle α=60°, le nombre de galaxies créées double. Cela a pour effet de produire le double de vents. Ces vents étant plus anisotropes, ils se superposent moins, ce qui a pour résultat que la fraction de volume enrichie passe de 8%, dans le cas de vents isotropes, à 28% pour des vents ayant un angle d'ouverture de 60°. L'anisotropie des vents augmente l'enrichissement des régions de toutes densités, ce qui est dû en partie au fait que les vents de hautes anisotropies sont plus nombreux. Lorsque nous ne tenons pas compte de cet effet, nous remarquons que l'anisotropie des vents crée une augmentation de l'enrichissement pour des densités allant jusqu'à 10p̄, où p̄ est la densité moyenne. Nous attribuons cet effet à l'évolution dynamique de nos simulations. Le gaz situé dans les régions de faible densité est fortement enrichi par les vents anisotropes, mais une partie de ce gaz est ensuite accrétée par les structures à grandes échelles. Les régions de hautes densités sont plus efficacement enrichies que les régions de faibles densités (~80% comparé à ~20%), mais celles-ci sont privilégiées (un maximum d'enrichissement par volume à 0.3p̄). L'effet de photoionisation diminue grandement le nombre de galaxies de faibles masses formées à z<3, ce qui produit une baisse de la fraction de volume enrichie après z=3 puisque l'effet d'accrétion l'emporte sur le nombre de vents créés, particulièrement dans les régions de faibles densités.