Download or read book Etude de l intensit de la formation stellaire globale dans l univers proche partir d un chantillon de galaxies s lectionn es par l ultraviolet lointain written by Alexandre Zappelli and published by . This book was released on 2001 with total page 159 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: L'Etude de l'histoire de la formation stellaire globale sur une échelle de temps cosmique est une clé de la compréhension de l'évolution des galaxies. Dans cette problématique, l'émission ultraviolette (UV) est un indicateur de formation stellaire intéressant à plusieurs titres. En particulier, le flux UV des galaxies est directement relié à la quantité totale d'étoiles formées pendant les dernières dizaines de millions d'années, ce qui lui confère une résolution temporelle idéale. Plusieurs échantillons importants de galaxies à haut redshift sélectionnées dans l'UV ont déjà été assemblés, notamment les galaxies à discontinuité de Lyman du "Hubble Deep Field" du Télescope Spatial et les sondages très profonds depuis le sol. Paradoxalement, les références manquent dans l'Univers proche. Le but de cette thèse est de proposer une référence locale pour l'intensité de la formation stellaire globale, ainsi que de déterminer les propriétés spectroscopiques spécifiques des galaxies sélectionnées dans l'UV. Pour ce faire nous disposons d'un échantillon spectroscopique homogène et statistiquement significatif de 120 galaxies sélectionnées dans l'UV lointain à 200nm. Nous nous sommes penchés plus spécifiquement sur deux problèmes. L'atténuation par les poussières, critique dans le domaine UV, reste modérée dans les galaxies de notre échantillon. Nous proposons une nouvelle méthode de correction statistique de l'atténuation dans le calcul de la densité de luminosité UV. Ensuite, nous avons étudié l'histoire de la formation stellaire individuelle dans nos galaxies en évaluant vis à vis de nos observations, à l'aide de modèles de synthèse de population et de méthodes de maximum de vraisemblance. Cette analyse favorise la présence d'un sursaut de formation d'étoiles, récent et peu étalé dans le temps, par rapport à l'hypothèse d'un taux de formation stellaire constant. Les deux résultats évoqués précédemment ont une incidence directe sur le calcul de la densité de luminosité UV.

Download or read book La distribution spatiale des galaxies s lectionn es en ultraviolet intrins que de z written by Sébastien Heinis and published by . This book was released on 2005 with total page 202 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Le taux de formation stellaire décroît fortement depuis 7 milliards d'années. Cette évolution reste un problème ouvert aujourd'hui, mais des contraintes peuvent être apportées par l'étude des liens entre les galaxies formant des étoiles et leur environnement. En effet, dans le cadre du scénario hiérarchique de formation des structures, l'environnement joue un rôle majeur dans la formation puis l'évolution des galaxies. Pendant cette thèse, j'ai mesuré la distribution spatiale (qui permet de relier à l'environnement) des galaxies sélectionnées en ultraviolet (qui sonde la formation stellaire) dans l'Univers récent à l'aide de différents échantillons, principalement construits à partir des données du satellite GALEX. Ces résultats, en combinaison avec ceux obtenus à partir de galaxies de l'Univers lointain également sélectionnées dans l'ultraviolet, permettent de discuter la migration des lieux principaux de la formation stellaire au cours de l'évolution de l'Univers. Les résultats présentés ici montrent ainsi que la formation stellaire a migré des régions fortement surdenses dans l'Univers lointain vers les régions faiblement surdenses dans l'Univers récent.

Download or read book Probing Cosmology with the Homogeneity Scale of the Universe Through Large Scale Structure Surveys written by Pierros Ntelis and published by . This book was released on 2017 with total page 0 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Cette thèse présente ma contribution à la mesure de l'échelle d'homogénéité à l'aide de galaxies, avec l'interprétation cosmologique des résultats. En physique, tout modèle est constitué par un ensemble de principes. La plupart des modèles de cosmologie sont basés sur le principe cosmologique, qui indique que l'univers est statistiquement homogène et isotrope à grande échelle. Aujourd'hui, ce principe est considéré comme vrai car il est respecté par ces modèles cosmologiques qui décrivent avec précision les observations. Cependant, l'isotropie de l'univers est maintenant confirmée par de nombreuses expériences, mais ce n'est pas le cas pour l'homogénéité. Pour étudier l'homogénéité cosmique, nous proposons un postulat d'homogénéité cosmique. Depuis 1998, les mesures des distances cosmiques à l'aide de supernovae de type Ia, nous savons que l'univers est maintenant en phase d'expansion accélérée. Ce phénomène s'explique par l'ajout d'une composante énergétique inconnue, appelée énergie sombre. Puisque l'énergie noire est responsable de l'expansion de l'univers, nous pouvons étudier ce fluide mystérieux en mesurant le taux d'expansion de l'univers. L'échelle d'oscillation acoustique Baryon (BAO). En mesurant cette échelle à différents moments de la vie de notre univers, il est alors possible de mesurer le taux d'expansion de l'univers et donc de caractériser cette énergie sombre. Alternativement, nous pouvons utiliser l'échelle d'homogénéité pour étudier cette énergie sombre. L'étude l'échelle de l'homogénéité et l'échelle BAO réclament l'étude statistique du regroupement de la matière de l'univers à grandes échelles, supérieure à plusieurs dizaines de Megaparsecs. Les galaxies et les quasars sont formés dans les vastes surdensités de la matière et ils sont très lumineuses: ces sources tracent la distribution de la matière. En mesurant les spectres d'émission de ces sources en utilisant de larges études spectroscopiques, telles que BOSS et eBOSS, nous pouvons mesurer leurs positions. Il est possible de reconstruire la distribution de la matière en trois dimensions en volumes gigantesques. Nous pouvons ensuite extraire divers observables statistiques pour mesurer l'échelle BAO et l'échelle d'homogénéité de l'univers. En utilisant les catalogues de diffusion de données 12 de la version 12 de données, nous avons obtenu une précision sur l'échelle d'homogénéité réduite de 5 par rapport la mesure de WiggleZ. À grande échelle, l'univers est remarquablement bien décrit en ordre linéaire selon le modèle LCDM, le modèle standard de la cosmologie. En général, il n'est pas nécessaire de prendre en compte les effets non linéaires qui compliquent le modèle à petites échelles. D'autre part, à grande échelle, la mesure de nos observables devient très sensible aux effets systématiques. Ceci est particulièrement vrai pour l'analyse de l'homogénéité cosmique, qui nécessite une méthode d'observation. Afin d'étudier le principe d'homogénéité d'une manière indépendante du modèle, nous explorons une nouvelle façon d'inférer des distances en utilisant des horloges cosmiques et SuperNovae de type Ia. C'est la théorie la plus couramment utilisée dans le domaine des hypothèses astrophysiques.

Download or read book Galaxy galaxy Lensing in the COSMOS Cosmological Evolution Survey Survey written by Alexie Leauthaud and published by . This book was released on 2007 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Le but de cette thèse est d'étudier les halos de matière noire qui entourent les galaxies elliptiques et d'en déduire leur répartition de masse afin de comprendre comment ces galaxies se sont formées. Afin de réaliser cette étude, nous utilisons l'effet de cisaillement gravitationnel faible dans le champ COSMOS. Les halos de matière noire sont suffisamment massifs pour agir en tant que lentille gravitationnelle et dévier les rayons lumineux envoyés par les galaxies lointaines d'arrière plan. Etant donné que la distorsion d'une galaxie lentille sur une galaxie distante est très petite devant la largeur de la distribution en ellipticité des galaxies, la seule façon de mesurer cet effet est de considérer le problème statistiquement. Un avantage de cette approche statistique est qu'elle permet de sonder le potentiel gravitationnel des halos de galaxies jusqu'à un rayon très grand ou les méthodes plus traditionnelles ne sont pas applicables.

Download or read book Modeling of the emission of active galactic nuclei at Fermi s era written by Thomas Vuillaume and published by . This book was released on 2015 with total page 0 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Les noyaux actifs de galaxie (NAG) sont les objets les plus énergétiques de l'univers. Cette incroyable puissance provient de l'énergie gravitationnel de matière en rotation autour d'un trou noir super-massif siégeant au centre des galaxies. Environ 10% des NAG sont pourvus de jets relativistes émanant de l'objet central (trou noir et matière environnante) et s'étalant sur des échelles de l'ordre de la galaxie hôte. Ces jets sont observés à toutes les longueurs d'ondes, de la radio aux rayons gamma les plus énergétiques. En dépit de nombreuses études et d'instruments de plus en plus précis depuis leur découverte dans les années 1950, les NAG sont encore très mal compris et la formation, la composition et l'accélération des jets sont des questions encore pleinement ouvertes. Le modèle le plus répandu visant à reproduire l'émission des NAG, le modèle "une zone" repose souvent sur des hypothèse ad-hoc et ne parvient pas à apporter une modélisation satisfaisante.Le paradigme du "two-flow" (deux fluides) développé à l'IPAG et basé sur une idée originale de Sol et al (1989) a pour but de fournir une vision unifiée et cohérente des jets de NAG. Cette théorie repose sur une l'hypothèse principale que les jets seraient en fait composés de deux fluides co-axiaux: une colonne centrale composée d'un plasma purement leptonique (électrons/positrons) se déplaçant à des vitesses relativistes et responsable pour la grande partie de l'émission non thermique observée entourée par une enveloppe composée d'un plasma baryonique (électrons/protons), régie pas la magnéto-hydrodynamique, se déplaçant à des vitesses sous-relativistes mais transportant la majorité de l'énergie. Cette hypothèse est basée sur des indices observationnels ainsi que sur des arguments théoriques et permet d'expliquer nombre des caractéristiques des NAG.Afin d'étudier plus en profondeur le paradigme du two-flow, un modèle numérique basé sur ses concepts et produisants des observables comparables aux observations est nécessaire.Durant ma thèse, j'ai participé au développement de ce modèle, m'intéressant notamment à la diffusion Compton inverse de photons provenant de l'extérieur du jet. Ce processus, primordial dans la modélisation des NAG, est aussi central dans le paradigme du two-flow car il est à l'origine de l'accélération de la colonne via l'effet fusée Compton. Pour cela, j'ai du développer des nouvelles approximations analytiques de la diffusion Compton d'une distribution thermique de photons.En m'intéressant à l'effet fusée Compton, j'ai pu montré que dans le champ de photon thermique d'un NAG, le facteur de Lorentz d'ensemble du plasma pouvait être sujet à des variations le long du jet en fonction de la distance à l'objet central. Ces variations peuvent avoir un effet important sur l'émission observée et peuvent induire de la variabilité spatiale et temporelle. J'ai également montré que les facteurs de Lorentz terminaux obtenus étaient compatibles avec les conditions physiques attendus dans les jets et avec les observations.Le modèle complet produit des DES directement comparables aux observations. Néanmoins, le modèle est par nature erratique et il est quasiment impossible de relier directement les paramètres du modèles avec les DES produites. Malheureusement, les procédures standards d'adaptation automatique aux données (e.g. basé sur les méthodes de gradient) ne sont pas adaptées au modèle à cause de son grand nombre de paramètres, de sa non-linéarité et du temps de calcul important. Afin de palier à ce problème, j'ai développé une procédure d'adaptation automatique basée sur les algorithmes génétiques. L'utilisation de cet outil a permis la reproduction de plusieurs DES par le modèle. J'ai également montré que le modèle était capable de reproduire les DES observées avec des facteurs de Lorentz d'ensemble relativement bas, ce qui pourrait potentiellement apporter une harmonisation entre les observations et les nécessités théoriques.

Download or read book tude du milieu interstellaire de galaxies chimiquement jeunes du Groupe Local written by Pierre Gratier and published by . This book was released on 2010 with total page 0 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: La variété de galaxies dans le Groupe Local rend possible l'étude du milieu interstellaire et de la formation d'étoiles dans des conditions différentes de celles trouvées dans la Voie Lactée, tout en conservant une grande résolution spatiale grâce à leur proximité. Nous avons étudié le milieu interstellaire de deux galaxies du Groupe Local, M33 et NGC6822, dont les métallicités sont inférieures d'un facteur 2 à 3 à celle du soleil et qui sont respectivement dix fois et cent fois moins lumineuses que la Voie Lactée. Nos observations de la transition J=2->1 du monoxyde de carbone, avec une résolution suffisante pour résoudre les nuages moléculaires géants, fournissent la première carte du milieu moléculaire de NGC6822 et la cartographie de M33 avec la meilleure combinaison de résolution et de sensibilité. Nous présentons également une cartographie haute résolution du milieu atomique de M33 à partir d'une mosaïque intérférométrique dans la raie à 21cm de l'ensemble du disque de la galaxie. Combinées avec des données allant de l'ultraviolet à l'infrarouge lointain, ces observations permettent l'étude du milieu interstellaire et de la formation d'étoiles à des échelles allant du nuage individuel à la galaxie dans son ensemble. Ces deux objets, chimiquement jeunes, semblent convertir l'hydrogène moléculaire en étoiles plus rapidement que les grandes galaxies spirales comme la Voie Lactée. Est-ce à rapprocher du taux élevé de formation d'étoiles dans les galaxies de l'univers plus jeune (z~0.5-1), également riches en gaz et bleues comme M33 et NGC6822 ? Un soin particulier a été apporté pour tenter de mesurer la masse de dihydrogène, difficile dans ce type d'objet, à l'échelle de la galaxie ainsi qu'à l'échelle du nuage. Une méthode d'identification automatique et de mesure des propriétés physiques des nuages moléculaires géants a permis d'obtenir, dans le cas de M33, le plus grand catalogue de nuage moléculaires dans une galaxie extérieure. Il en résulte que les nuages de M33 et de NGC 6822 ont, en moyenne, une largeur de raie plus faible, pour une taille donnée, que les nuages de la Voie Lactée. Dans M33, la fraction de petits nuages augmente significativement avec le rayon galactocentrique. Au moins un sixième des nuages moléculaires géants ne sont pas associés à de la formation stellaire (détectée) mais nous n'avons pas identifié de caractéristiques physiques particulières pour ces nuages.

Download or read book L mission ultraviolette de galaxies spirales et irr guli res written by Véronique Buat and published by . This book was released on 1989 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Les flux dans l'ultraviolet lointain d'un large échantillon de galaxies de type morphologique tardif ont été utilisés pour évaluer leur taux récent de formation stellaire. Cette étude concerne à la fois des galaxies dont les flux sont intégrés, isolés ou localisés dans un amas, et le disque d'une galaxie spirale résolue. La fonction initiale de masse des étoiles massives de ces galaxies n'apparait pas varier significativement d'un objet a l'autre. Le taux de formation stellaire par unité de surface correle avec la densité surfacique gazeuse des galaxies spirales isolées ou localisées dans un amas. Une différence d'efficacité de la formation stellaire suivant le type morphologique des objets est mise en évidence par l'étude de la corrélation entre taux de formation stellaire et contenu gazeux et par celle des variations du temps d'épuisement du gaz et du taux actuel de formation stellaire, lié peut-être à la dynamique à grande échelle des galaxies.

Download or read book EDELWEISS II direct Dark Matter search experiment written by Silvia Scorza and published by . This book was released on 2009 with total page 141 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: La présence de grandes quantités de matière noire invisible, c'est-à-dire non lumineuse, donc sans couplage avec les photons, autour des galaxies et à l'intérieur de leurs amas, a été confirmée par toute une série d'observations indépendantes au niveau galactique, extragalactique et cosmologique. De quoi cette matière noire est composée représente un des mystères de l'Univers qui intrigue cosmologistes et physiciens des particules. Les modèles supersymétriques proposent des candidats naturels : les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particle). Dans la plupart des cas de figure, l'Univers est suffisamment rempli de WIMPs pour qu'il soit possible de les détecter indirectement ou directement. Pendant mon doctorat, je me suis intéressée à la recherche directe de matière noire au sein de la collaboration EDELWEISS. EDELWEISS est une expérience de recherche directe de matière noire, cette dernière interagissant avec la matière baryonique par diffusion élastique. Dans le but de mesurer les énergies des reculs nucléaires dus à ces rares interactions, EDELWEISS emploie des détecteurs cryogéniques à double composante chaleur et ionisation (de type Ge-NTD). Chacun de ces détecteurs est constitué d'un cristal de Germanium de 320g, refroidi à une température de 20 mK. La mesure simultanée de deux signaux chaleur et ionisation permet la discrimination entre les reculs électroniques et les reculs nucléaires, ces derniers étant principalement induits par des WIMPs ou des neutrons. Le coeur de mon travail de thèse a été l'analyse des données du run 8 de physique comportant 11 bolomètres caractérisés par une très bonne stabilité en termes de résolution ligne de base et correspondant à une exposition fiducielle de 93.5 kg.j. Les différentes étapes de l'analyse sont détaillées ci-dessous. J'ai commencé par l'étalonnage des détecteurs cryogéniques avec des sources gamma 133Ba et neutron Am-Be dans le but d'évaluer leurs performances dans l'environnement du nouveau cryostat EDELWEISS-II et de la nouvelle chaîne d'acquisition. Ensuite j'ai traité l'optimisation des méthodes d'analyse et des paramètres de la chaîne de lecture des données. Enfin les résultats sont interprétés en termes de limite sur la section efficace d'interaction d'un WIMP avec un nucléon en fonction de la valeur de sa masse. Pour un seuil en énergie de recul de 30 keV (choisi a priori), 3 événements ont été enregistrés dans la bande de reculs nucléaires, correspondant à une sensibilité de 5*10^-7 pb pour une masse de WIMP de 80 GeV/c^2. J'ai également mené une étude pour comprendre le bruit de fond radioactif résiduel, regardant avec attention le fond gamma et le fond beta provenant du 210Pb. Pour ce dernier, un bolomètre Ge-NTD a été équipé avec une source de 210Pb. Le fond gamma pour des énergies supérieures à 100 keV montre une réduction globale et uniforme d'un facteur deux par rapport à la première phase de l'expérience, EDELWEISS-I, arrêtée en 2004. La comparaison entre les données expérimentales et les simulations des contaminations radioactives des matériaux proches des détecteurs comme le cuivre (pour les chaînes de désintégration U/Th, l'activation du 60Co et la contamination en 40K) faites avec GEANT4, m'a permis une évaluation de la contamination radioactive du cuivre. Il en résulte qu'elle est de 2 à 5 fois inférieure aux limites supérieures mesurées en spectrométrie HPGe. Ceci indique une plus grande propreté du Cuivre proche par rapport à EDELWEISS-I. Sachant que l'expérience peut être contaminée par une pollution en plomb due au Radon, l'étude du détecteur équipé avec une source de 210Pb m'a permis une investigation des betas de basse énergie qui tombent dans la bande de recul nucléaire et peuvent être interprétés comme un événement WIMP. Cette étude a permis de prédire le nombre de betas de basse énergie attendus pour le run de physique. Cette prédiction se révèle compatible avec le spectre expérimental de trois événements observés dans la zone des reculs nucléaires. Néanmoins cela n'est pas suffisant pour permettre une soustraction du fond, du fait des grandes incertitudes liées au profil de collection de charge et au profil d'implantation du Pb

Download or read book Formation stellaire intergalactique written by Médéric Boquien and published by . This book was released on 2007 with total page 0 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: LES TRAVAUX PRESENTES PORTENT SUR LA FORMATION D'ETOILES DANS L'ENVIRONNEMENT INHABITUEL DES DEBRIS D COLLISION, ETUDIEE POUR LA PREMIERE FOIS EN TANT QUE TELLE. CES REGIONS PARTICULIERES ONT UN MILIEU INTERSTELLAIRE, EN PARTICULIER UNE METALLICITE, SIMILAIRE A CELUI DES REGIONS DE FORMATION D'ETOILES DANS LES DISQUES GALACTIQUES TOUT EN NE SUBISSANT PAS CERTAINS EFFETS D'ENVIRONNEMENT COMME LES ONDES DENSITE DES BRAS SPIRAUX PAR EXEMPLE. CETTE ETUDE A ETE MENEE SUR UNE SELECTION DE SYSTEMES EXCEPTIONNELS AYANT EN COMMUN D'AVOIR EJECTE DE GRANDES QUANTITES DE GAZ DANS LE MILIEU INTERGALACTIQUE ET PRESENTANT DES REGIONS INTERGALACTIQUESl DE FORMATION D'ETOILES. DES OBSERVATIONS MULTI-LONGUEURS D'ONDE, TANT PI QUE PROVENANT D'ARCHIVES, EN SPECTROSCOPIE ET EN IMAGERIE ALLANT DE L'ULTRAVIOLET LOINTAIN A L'INFRAROUGE MOYEN ONT ETE UTILISEES. EN OUTRE UN MODELE A ETE CONSTRUIT PERMETTANT DE REPRODUIRE LES DISTRIBUTIONS SPECTRALES D'ENERGIE DES REGIONS INTERGALACTIQUES DE FORMATION D'ETOILES AfiN DE CONTRAINDRE LEUR HISTOIRE DE FORMATION D'ETOILES, LEUR EXTINCTION ET LEUR FRACTION D'ETOILES PROVENANT DU DISQUE DES GALAXIES PARENTS. DES COMPARAISONS ONT AUSSI ETE MENEES SUR LES ESTIMATIONS DES TAUX DE FORMATION D'ETOILES EN INFRAROUGE, HA AINSI QU'EN ULTRAVIOLET. CETTE THESE A PERMIS D'APPORTER LES RESULTATS NOUVEAUX PRINCIPAUX SUIVANTS : - CERTAINES REGIONS SEMBLENT DEPOURVUES DE TOUTE POPULATION D'ETOILES AGEES, CE SONT DES LABORATOIRES IDEAUX POUR L'ETUDE DE LA FORMATION D'ETOILES ; -L'ESTIMATEUR DU TAUX DE FORMATION D'ETOILES A PARTIR DE L'INFRAROUGE MOYEN EST AUSSI FIABLE QU'IL L'EST POUR LES GALAXIES SPIRALES ; - LA DISPERSION DES ESTIMATIONS DE TAUX DE FORMATION D'ETOILES DANS DIFFERENTES BANDES EST SIMILAIRE A CELLE OBSERVEE DANS LES GALAXIES SPIRALES ET ELLE EST PRINCIPALEMENT DUE A DES EFFETS D'AGE ;- LA COMBINAISON DE LA RAIE HA NON CORRIGEE DE L'EXTINCTION ET DE L'EMISSION EN INFRAROUGE MOYENPRODUIT UNE BONNE ESTIMATION DU TAUX DE FORMATION D'ETOILES REEL ;- UNE FRACTION IMPORTANTE DE LA FORMATION D'ETOILES, POUVANT ATTEINDRE 85%, SE PRODUIT DANS LE MILIEU INTERGALACTIQUE MONTRANT QUE POUR UN UNIVERS JEUNE OU CE TYPE DE SYSTEME EST BEAUCOUP PLUS REPANDU QUE DANS L'UNIVERS PROCHE, LA FORMATION D'ETOILES DANS LES DEBRIS DE COLLISION POURRAIT ETRE UN FACTEUR IMPORTANT D'ENRICHISSEMENT DU MILIEU INTERGALACTIQUE.

Download or read book Abundance Anomalies in Globular Clusters in Light of Models of Rotaring Stars written by and published by . This book was released on with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: L'objet de cette thèse est de déterminer l'origine des importantes variations d'abondances en éléments légers observées d'étoile à étoile dans les globulaires galactiques qui sont des amas stellaires denses gravitationnellement liés comptant parmi les plus vieux objets de l'Univers. Ce travail présente l'étude des effets de la rotation dans les modèles théoriques d'étoiles en vue de mieux comprendre ces anomalies. Dans un premier temps, nous avons montré que les étoiles de masse intermédiaire en rotation ne peuvent être à l'origine de ces anomalies. Nous avons ensuite étudié les effets de la rotation rapide sur des étoiles massives ; ceci nous a conduits à élaborer le scénario du vent des étoiles massives en rotation rapide pour expliquer les observations par une pollution du milieu intra-amas où sont nées les étoiles chimiquement anormales. Enfin, des contraintes sur la formation des amas globulaires ont été dégagées.

Download or read book L EMISSION ULTRAVIOLETTE DE GALAXIES SPIRALES ET IRREGULIERES INTERPRETATION EN TERMES DE FORMATION STELLAIRE written by VERONIQUE.. BUAT PUIMATTO and published by . This book was released on 1989 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: LES FLUX DANS L'ULTRAVIOLET LOINTAIN D'UN LARGE ECHANTILLON DE GALAXIES DE TYPE MORPHOLOGIQUE TARDIF ONT ETE UTILISES POUR EVALUER LEUR TAUX RECENT DE FORMATION STELLAIRE. CETTE ETUDE CONCERNE A LA FOIS DES GALAXIES DONT LES FLUX SONT INTEGRES, ISOLEES OU LOCALISEES DANS UN AMAS, ET LE DISQUE D'UNE GALAXIE SPIRALE RESOLUE. LA FONCTION INITIALE DE MASSE DES ETOILES MASSIVES DE CES GALAXIES N'APPARAIT PAS VARIER SIGNIFICATIVEMENT D'UN OBJET A L'AUTRE. LE TAUX DE FORMATION STELLAIRE PAR UNITE DE SURFACE CORRELE AVEC LA DENSITE SURFACIQUE GAZEUSE DES GALAXIES SPIRALES ISOLEES OU LOCALISEES DANS UN AMAS. UNE DIFFERENCE D'EFFICACITE DE LA FORMATION STELLAIRE SUIVANT LE TYPE MORPHOLOGIQUE DES OBJETS EST MISE EN EVIDENCE PAR L'ETUDE DE LA CORRELATION ENTRE TAUX DE FORMATION STELLAIRE ET CONTENU GAZEUX ET PAR CELLE DES VARIATIONS DU TEMPS D'EPUISEMENT DU GAZ ET DU TAUX ACTUEL DE FORMATION STELLAIRE, LIE PEUT-ETRE A LA DYNAMIQUE A GRANDE ECHELLE DES GALAXIES

Download or read book EVOLUTION SPECTRALE DES GALAXIES DE L ULTRAVIOLET AU PROCHE INFRAROUGE ETUDE DE L HISTOIRE DE LA FORMATION D ETOILES written by MICHEL.. FIOC and published by . This book was released on 1997 with total page 228 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: LA CONNAISSANCE DE L'HISTOIRE DE LA FORMATION D'ETOILES EST UNE ETAPE FONDAMENTALE VERS UNE MEILLEURE COMPREHENSION DE L'EVOLUTION DES GALAXIES. POUR MIEUX CERNER CETTE HISTOIRE, NOUS AVONS CREE UN NOUVEAU MODELE D'EVOLUTION SPECTRALE, PEGASE (PROJET D'ETUDE DES GALAXIES PAR SYNTHESE EVOLUTIVE). NOUS DECRIVONS D'ABORD LA CONSTRUCTION D'UNE BIBLIOTHEQUE DE SPECTRES STELLAIRES ET DE TRACES D'EVOLUTION PERMETTANT UNE COUVERTURE COMPLETE DU DIAGRAMME HR. LE MODELE CALCULE ALORS L'EVOLUTION DE LA DISTRIBUTION D'ENERGIE RAYONNEE PAR LES ETOILES DE L'ULTRAVIOLET LOINTAIN JUSQU'AU PROCHE INFRAROUGE. IL TIENT EGALEMENT COMPTE DE L'EMISSION NEBULAIRE ET DE L'EXTINCTION PAR LES POUSSIERES. L'AJUSTEMENT, SUR UN LARGE DOMAINE DE LONGUEURS D'ONDE, DE SPECTRES ET DE COULEURS DE GALAXIES OBSERVEES NOUS PERMET DE DEFINIR DES SCENARIOS DE FORMATION D'ETOILES MOYENS POUR CHAQUE TYPE MORPHOLOGIQUE. POUR VERIFIER CES SCENARIOS - DITS D'EVOLUTION EN LUMINOSITE PURE - DANS LE PASSE, NOUS COMPARONS DES PREDICTIONS DE COMPTAGES DE GALAXIES FAIBLES, DANS PLUSIEURS COSMOLOGIES, A DES OBSERVATIONS DANS LE VISIBLE ET LE PROCHE INFRAROUGE (NOMBRE EN FONCTION DE LA MAGNITUDE APPARENTE, DE LA COULEUR, DU DECALAGE SPECTRAL, FONCTION DE CORRELATION ANGULAIRE). UN BON ACCORD EST OBTENU DANS UN UNIVERS OUVERT OU PLAT AVEC CONSTANTE COSMOLOGIQUE, POUR UNE FONCTION DE LUMINOSITE LOCALE DES GALAXIES ORDINAIRE. LA COMPARAISON A DES COMPTAGES PARTICULIERS, DANS L'ULTRAVIOLET LOINTAIN NOTAMMENT, REVELE CEPENDANT L'EXISTENCE D'UNE POPULATION DE GALAXIES NAINES EXTREMEMENT BLEUES. NOUS EN PROPOSONS UNE MODELISATION, A L'AIDE D'UNE FORMATION D'ETOILES RECURRENTE, QUI PERMET DE SATISFAIRE AUX OBSERVATIONS. NOUS DECRIVONS ENFIN UN NOUVEAU MODELE TENANT COMPTE, DANS LE CALCUL DU SPECTRE, DE L'EVOLUTION DE LA METALLICITE DES POPULATIONS STELLAIRES. NOUS NOUS INTERESSONS EN PARTICULIER A L'INFLUENCE DU PROCESSUS D'ENRICHISSEMENT DU GAZ ET DE LA FONCTION DE MASSE INITIALE SUR LES COULEURS. NOUS PROPOSONS DE NOUVEAUX SCENARIOS DE FORMATION D'ETOILES PERMETTANT D'AJUSTER LES GALAXIES OBSERVEES LOCALEMENT.

Download or read book Le printemps cosmique des grandes structures written by Clément Martinache and published by . This book was released on 2016 with total page 0 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Les galaxies sont des phares dans l'Univers qui nous permettent de comprendre l'évolution de la répartition dans l'Univers de la matière sous toutes ses formes. L'étude de ces galaxies à différentes époques permet de comprendre comment elles s'organisent à grande échelle (supérieures à la distance inter-galaxies) mais aussi comment elles se forment, et forment leurs étoiles.À notre époque cosmologique, les galaxies dans les environnements les plus denses (amas, groupes) présentent des propriétés bien différentes des galaxies dans les environnements moins denses. Cette bimodalité entre 1) des galaxies elliptiques, massives, vieilles et formant peu d'étoiles dans les environnements denses d'une part, et 2) des galaxies spirales, plus jeunes et en phase de formation stellaire intenses dans les environnements moins denses d'autre part, traduit des mécanismes d'évolution et de formation différents.L'étude des galaxies dans les amas révèle des indices "fossiles" sur une époque de dernière phase significative de formation stellaire à un redshift z~2, et pointe vers un épisode de formation stellaire synchrone dans les galaxies de l'amas, et dans de colossales proportions (~500 Masses solaires par an, à mettre en regard avec les taux de formation stellaire moyens observés dans l'Univers local de l'ordre de ~1-10 Masses solaires par an). Mais cette phase manque toujours d'une conclusion observationnelle directe, même si de récentes observations vont dans ce sens.Une voie possible pour la recherche des ces objets est de chercher à détecter leur émission dans l'infrarouge lointain, qui trace directement la formation stellaire. C'est ce qui a été réalisé à l'aide du satellite Planck. Des données Planck/HFI, une équipe en collaboration avec la notre a extrait 2151 candidats amas en phase de formation stellaire intense. Un suivi sur 228 candidats a été réalisé avec le télescope spatial Herschel/SPIRE, et a révélé des surdensités de sources rouges, compatible avec une distribution en redshift autour de z~2, et des taux de formation stellaire de l'ordre de 700 masses solaires par an.Pour mieux contraindre le redshift de ces candidats, et étudier leur contenu en étoiles, un autre suivi sur 80 candidats a été réalisé à l'aide de l'instrument IRAC sur le télescope spatial Spitzer. Mon travail porte principalement sur le traitement et l'analyse de ces données.Les longueurs d'onde de l'instrument IRAC (3.6 et 4.5 microns) sont en effet parfaitement adaptées pour détecter un pic caractéristique d'émission des populations stellaires, permettant une estimation du redshift et de la masse stellaire.Mon travail a révélé des surdensités de sources IRAC rouges (z>1.3) aux positions des sources SPIRE rouges (z~2, SFR~700Msol.an), compatibles avec des amas ou proto-amas en formation stellaire intense. Des estimations de redshifts photométriques et de masse stellaire montrent que ces objets sont compatibles avec les progéniteurs des amas locaux.Ces candidats nécessitent cependant une confirmation, notamment à l'aide de l'obtention de redshifts spectroscopiques. Ce travail a déjà commencé, et deux candidat ont déjà été confirmés à des redshifts de 2.15 et 2.36 à l'aide du 30m/IRAM. Des données obtenues avec les interféromètres ALMA et NOEMA ont révélé que l'émission SPIRE était dans certains cas originaires de plusieurs galaxies.Ces premiers résultats sont encourageants, mais une étude à d'autres longueurs d'onde (proche infrarouge) est aussi nécessaire pour mieux contraindre le contenu en masse de nos objets, ainsi que leur histoire de formation stellaire. Les données sont en parties déjà disponibles, et leur analyse a déjà commencé.

Download or read book Impact des fusions majeures sur l volution des galaxies spirales et naines written by Sylvain Fouquet and published by . This book was released on 2013 with total page pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: 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 LCDM 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 (

Download or read book Etude des propri t s physiques de galaxies lointaines partir des t lescopes gravitationnels written by Marie Lemoine-Busserolle and published by . This book was released on 2003 with total page 179 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Je presente les résultats obtenus sur l'etude des propriétés physiques d'un échantillon de galaxies lointaines, amplifiées par des amas lentilles. L'objectif de mon travail etait de caracteriser la population de galaxies a sursauts de formation d'etoiles a grand redshift, en comparant les proprietes deduites de l'ultraviolet et du visible (dans le referentiel propre des objets) avec celles des galaxies de l'Univers local, en utilisant le meme espace de parametres. Nous avons obtenu des resultats detailles (taux de formation stellaire et age du sursaut, abondances metalliques, cinematique, masse et contenu en poussiere) a partir de donnees multi-longueur d'onde sur 3 galaxies lointaines a z ∼ 2, qui sont environ 10 fois moins lumineuses que celles etudiees jusqu'a present a ces redshifts-la. Ces galaxies viennent accroitre significativement les echantillons deja existants. Grace a l'amplification gravitationnelle, nous avons eu acces a un echantillon moins biaise en luminosite intrinseque, ce qui nous a permis d'explorer les relations fondamentales metallicite-luminosite-masse et l'histoire d'enrichissement chimique pour la premiere fois a grand redshift. Nos galaxies montrent des proprietes physiques differentes, non seulement entre elles et par rapport aux echantillons classiques de "Lyman Break Galaxies" a z ∼ 3, mais aussi par rapport aux galaxies a plus bas redshift. Cette etude auto-consistente est preparatoire aux futurs travaux de plus grande envergure qui seront developpes avec la prochaine generation d'instruments.

Download or read book EVOLUTION ET FORMATION DES GALAXIES BLEUES COMPACTES NAINES A SURSAUT DE FORMATION STELLAIRE written by VANESSA.. DOUBLIER and published by . This book was released on 1998 with total page 278 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: PARMI LA VASTE FAMILLE DES GALAXIES NAINES PEUPLANT NOTRE UNIVERS OBSERVABLE, NOUS NOUS SOMMES INTERESSES AUX PROPRIETES PHOTOMETRIQUES DES GALAXIES BLEUES COMPACTES NAINES (BCDGS). CES GALAXIES NAINES ONT LA PARTICULARITE DE FORMER DES ETOILES A UN TAUX TEL QU'ELLES POURRAIENT RIVALISER AVEC LES GALAXIES GEANTES A SURSAUT. L'ORIGINE ET LA CAUSE D'UN TEL SURSAUT DE FORMATION STELLAIRE SONT PEU OU PAS CONNUES, NON PLUS QUE L'EVOLUTION PHOTOMETRIQUE ET DYNAMIQUE DE CES OBJETS UNE FOIS QUE LE SURSAUT EST EPUISE. NOUS AVONS OBSERVE DANS LES BANDES DE COULEURS B ET R, UN ECHANTILLON DE 44 BCDGS, SELECTIONNEES A PARTIR DES DIFFERENTS CATALOGUES DE GALAXIES A RAIES D'EMISSION, ET A EXCES UV. L'ETUDE DES DISTRIBUTIONS DE BRILLANCE A REVELE QUE LA MOITIE DE NOS BCDGS POSSEDAIT DES PROFILS DE BRILLANCE DOMINES PAR UNE LOI R#1#/#4 A L'INSTAR DES GALAXIES ELLIPTIQUES GEANTES NORMALES. CES OBJETS POURSUIVENT LA SEQUENCE DES ELLIPTIQUES GEANTES VERS LES AMAS GLOBULAIRES ET LES NOYAUX DE GALAXIES, DANS LE DIAGRAMME MAGNITUDE ABSOLUE - BRILLANCE DE SURFACE CENTRALE. CETTE ETUDE MONTRE QUE LE SCHEMA UNIFIE D'EVOLUTION DYNAMIQUE DES GALAXIES NAINES EST PROBABLEMENT TRES INSUFFISANT. L'ETUDE PHOTOMETRIQUE DANS L'INFRAROUGE PROCHE (PAR IMAGERIE J, H ET K) DE 12 OBJETS A MONTRE QUE CES GALAXIES POSSEDENT UNE POPULATION EVOLUEE DOMINANTE EN BANDE K APPARTENANT CERTAINEMENT A LA GALAXIE HOTE DU SURSAUT : CES GALAXIES, AU MOINS DANS NOTRE ECHANTILLON RESTREINT, NE PEUVENT DONC PAS ETRE CONSIDEREES COMME JEUNES. PAR CONTRE, LA MESURE DES COULEURS DANS LES CENTRES ACTIFS DE FORMATION STELLAIRE ISOLES DE LA POPULATION AGEE GENERALE MONTRE QUE LES SURSAUTS OBSERVES DANS NOTRE ECHANTILLON ONT TOUT UN AGE FAIBLE. QUATRE OBJETS PRESENTENT LA SIGNATURE DES ETOILES SUPER-GEANTES ROUGES, CETTE PRESENCE EST CERTAINE DANS L'UN D'ENTRE EUX. CE TRAVAIL A PERMIS DE CONFORTER LES MODELES ACTUELS D'EVOLUTION PHOTOMETRIQUE DE CES OBJETS. L'ENSEMBLE DES DONNEES PHOTOMETRIQUES VISIBLE ET INFRAROUGE EST PRESENTE DE MANIERE HOMOGENE DANS DES ATLAS.

Download or read book A la recherche de structures stellaires du disque galactique au halo de la galaxie d Androm de written by Nicolas Martin and published by . This book was released on 2006 with total page 170 pages. Available in PDF, EPUB and Kindle. Book excerpt: Cette thèse a pour but la recherche et l’étude des structures stellaires résultant de l’accrétion de galaxies naines par notre Voie Lactée ou la galaxie d’Andromède (M31). En effet, les théories actuelles sur la formation des halos de galaxies indiquent qu’ils pourraient se construire avec le temps par l’absorption successive de petites structures galactiques. Dans la théorie LCDM actuellement privilégiée, plusieurs centaines de ces fragments proto-galactiques sont nécessaires pour former le halo d’une grosse galaxie comme la Voie Lactée ou M31. Les importantes forces de marée misent en jeu détruisent ces structures et produisent des courants d’étoiles et de matière noire le long de leur orbite. Bien que l’étude de ces structures est nécessaire pour comprendre la formation des galaxies, seuls les courants les plus massifs ont jusqu’à présent été étudiés : celui qui est produit par l’accrétion de la galaxie naine du Sagittaire autour de notre Galaxie et un courant géant qui s’étend sur plus de 100 kiloparsecs dans le halo de la galaxie d’Andromède. Afin de comprendre la formation du Groupe Local et la répartition de la matière noire dans les halos, il est primordial de détecter et de quantifier les courants d’accrétions plus anciens ou provenant de plus petits satellites. La publication de catalogues d’étoiles couvrant une part importante du ciel (2MASS, DENIS, SDSS) est une étape importante dans cette recherche car ils permettent de sonder et d’étudier en détail le halo et les régions extérieures du disque Galactique. En particulier, notre connaissance des parties extérieures des disques galactiques a été grandement modifiée par la découverte de nombreuses structures stellaires qui semblent être les restes de galaxies naines accrétées sur la Voie Lactée. Des structures similaires ont aussi été mises en évidence autour de la galaxie d’Andromède et pourraient indiquer un comportement général des galaxies spirales. Sur les bords de la Voie Lactée, la plus évidente de ces structures est l’Anneau de la Licorne, une structure stellaire qui semblent entourer le disque Galactique. La première partie de cette thèse se concentre sur la recherche du progéniteur de cet Anneau. A partir du catalogue stellaire 2MASS qui couvre tout le ciel dans l’infra-rouge proche, j’ai tracé la distribution des étoiles de la branche des géantes et des étoiles du Red Clump et ai révélé la présence d’une importante surdensité d’étoiles dans la constellation de Canis Major. Cette surdensité, restée jusqu’à présent cachée dans la poussière et la forte densité d’étoiles du disque Galactique, se situe au bord du disque, à environ un kiloparsec sous le plan Galactique. De forme elliptique, elle a une faible épaisseur et contient majoritairement une population stellaire d’ âge intermédiaire à ancien. Afin d’obtenir une meilleure compréhension de cette structure, je présente des données spectroscopiques de ses étoiles, obtenues à partir de trois instruments différents : un échantillon de près de 2 000 spectres observés avec le 2-degree Field sur l’Anglo-Australian Telescope dont la réduction a nécessité que je mette en place un nouveau protocole de réduction ; près de 1 000 spectres haute résolution observés avec l’instrument FLAMES monté sur le Very Large Telescope ; et plus de 600 spectres observés avec le nouvel instrument AAOMEGA, remplaçant du 2-degree Field. Ce dernier jeu de données représente les premières observations scientifiques obtenues avec cet instrument et, par comparaison avec les données FLAMES, je montre son très bon comportement. La comparaison de l’ensemble de ces données avec des modèles de la Voie Lactée montre que la surdensité de Canis Major ne peut être expliquée par notre connaissance actuelle de la morphologie de la Galaxie. J’en conclus que cette structure pourrait être les restes d’une accrétion dans le plan Galactique, potentiellement à l’origine de l’Anneau de la Licorne. Les étoiles de la surdensité suivent une orbite qui pourrait être compatible avec une telle accrétion et, par l’intermédiaire de simulations numériques, je montre en outre qu’un tel phénomène reproduit naturellement l’Anneau de la Licorne. Les vitesses radiales observées ne sont cependant pas incompatibles avec celles du disque Galactique et la structure pourrait aussi être une sous-structure du disque. L’analyse de plusieurs jeux de données me permet par ailleurs de révéler la présence de l’Anneau de la Licorne derrière la surdensité de Canis Major, devant la galaxie naine de Carina et devant la galaxie d’Andromède. L’ensemble de ces nouvelles détections permet de contraindre l’orbite du progéniteur de l’Anneau sur presque tout les deuxième et troisième quadrants Galactiques. Mes simulations indiquent que l’Anneau n’est pas une structure homogène mais doit être produit par la superposition sur le ciel des courants de marée d’une même accrétion, enroulés plusieurs fois autour de la Voie Lactée. Dans la deuxième partie de cette thèse, j’étudie le halo de la galaxie d’Andromède afin d’y quantifier les structures stellaires. En effet, une des difficultés majeures que rencontrent les modèles de formation galactique est leur surproduction, d’un facteur dix à cent par rapport aux observations, de satellites autour des galaxies telles la Voie Lactée ou la galaxie d’Andromède. Il est donc primordial de s’assurer que ces satellites, invisibles dans les observations effectuées jusqu’alors ne sont pas en fait fortement dominés par la matière noire et, de ce fait, très peu lumineux. Pour cette étude, j’utilise des données de la caméra grand champ Mega- Cam, montée sur le Télescope Canada-France-Hawaï. Le catalogue obtenu couvre un quart du halo de M31, d’une distance projetée de 50 à 150 kiloparsecs de celle-ci et il permet de suivre trois magnitudes de la branche des géantes de populations stellaires à cette distance. A partir de cet impressionnant relevé, je montre l’existence de seulement trois galaxies naines faiblement lumineuses dans cette partie du halo de la galaxie d’Andromède. La proximité de ces trois satellites et leur grande similitude pourraient par ailleurs indiquer qu’ils ont été amenés dans le halo de M31 par le même mécanisme. Une recherche automatique de sous-structures plus diffuses indique la présence d’une quinzaine de satellites potentiels qui pourraient donc résoudre le problème des satellites manquants s’ils sont confirmés par des observations plus profondes. Enfin, je montre que le halo extérieur de M31 présente aussi des signes d’accrétions passées. Le relevé me permet de mieux caractériser le courant de marée géant déjà mis en évidence. Je montre qu’il contient une population stellaire riche en métaux concentrée dans ses parties centrales, typique de l’accrétion d’une petite galaxie disque. Je mets par ailleurs en évidence plusieurs structures stellaires visibles jusqu’aux parties extérieures du halo de M31 et qui semblent être des courants d’accrétion diffus. L’ensemble de ces travaux montre que les halos de la Voie Lactée et de la galaxie d’Andromède sont, encore à notre époque, profondément influencés par les accrétions de galaxies satellites qui les peuplent de courants stellaires. L’étude de ces courants stellaires est donc primordiale pour comprendre l’histoire de la formation des galaxies.