Dissertations / Theses: 'Flambées de formation stellaire'

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Marcillac, Delphine. "Etude multi-longueurs d'onde des galaxies lumineuses en infrarouge distantes." Paris 11, 2005. http://www.theses.fr/2005PA112302.

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Fiolet, Nicolas. "Propriétés infrarouges et millimétriques des galaxies à flambée de formation stellaire à grand redshift." Paris 6, 2010. http://www.theses.fr/2010PA066569.

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Abstract:

Cette thèse étudie les propriétés infrarouges et millimétriques des galaxies à flambée de formation stellaire à z~2, sélectionnées par leur émission dans l'infrarouge moyen (sources “IRAC-B3”) dans le relevé SWIRE/Spitzer afin de déterminer le redshift, la luminosité infrarouge et l'émission des PAHs dans l'infrarouge moyen afin d'en tirer le taux de formation stellaire, la température de poussière et la contribution de l'AGN à l'émission infrarouge. D’abord, nous présentons la photométrie à 1. 2mm de 33 sources “IRAC-B3” situées dans un champ de 0. 5deg². Ces données combinées avec des données radio profondes ont permis de préciser la nature de nos sources et d'obtenir une estimation de leur luminosité infrarouge et du taux de formation stellaire. Puis, nous exposons les résultats d'un projet de spectroscopie infrarouge moyen pour 16 de ces sources. La haute qualité des spectres obtenus nous a permis d'étudier les bandes d'émission des PAHs et d'en tirer des redshifts entre 1. 7 et 2. 3 suffisamment précis pour une recherche des raies millimétriques de CO. L'analyse de ces spectres confirme la nature de ces sources. L'empilement de ces spectres montre une détection pour la raie (0-0) S(3) de H2. Enfin, nous présentons l’étude submillimétrique des 676 sources “IRAC-B3” du champ Lockman-SWIRE (11deg²), du relevé HerMES/Herschel. L'étude statistique et la technique d'empilement ont permis de déterminer des propriétés moyennes pour l’ensemble des sources, d'obtenir une estimation moyenne de leur luminosité infrarouge ainsi que du taux de formation stellaire et de mettre en évidence la corrélation entre la valeur moyenne de la luminosité infrarouge et la densité de flux à 24µm.

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Vernet, Joël. "Etude spectropolarimétrique des premières phases de l'évolution des galaxies les plus massives." Paris 7, 2001. http://www.theses.fr/2001PA077247.

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Belfort, Patrick. "Proprietes infrarouges et optiques des galaxies iras : des galaxies normales aux galaxies a flambee." Paris 7, 1987. http://www.theses.fr/1987PA077184.

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Abstract:

Grace au satellite iras, on a decouvert un type de galaxies dont le rapport luminosite infrarouge sur bleue peut atteindre 100 ou plus; ces galaxies qu'on suppose subir des flambees de formation d'etoile sont l'objet de cette these. Un modele photometrique simple a ete construit pour rendre compte des proprietes ir lointain et optique de ces galaxies a flambees. La photometrie ccd d'un certain echantillon de galaxies iras a ete realisee pour tester le modele: l'accord modele-observation est satisfaisant et la force, ainsi que l'extinction des flambees ont pu etre estimees

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Boquien, Médéric. "Formation stellaire intergalactique." Phd thesis, Université Paris-Diderot - Paris VII, 2007. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00198707.

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Abstract:

Les travaux présentés portent sur la formation d'étoiles dans l'environnement inhabituel des débris de collision, étudiée pour la première fois en tant que telle. Ces régions particulières ont un milieu interstellaire, en particulier une métallicité, similaire à celui des régions de formation d'étoiles dans les disques galactiques tout en ne subissant pas certains effets d'environnement comme les ondes densité des bras spiraux par exemple.

Cette étude a été menée sur une sélection de systèmes exceptionnels ayant en commun d'avoir éjecté de grandes quantités de gaz dans le milieu intergalactique et présentant des régions intergalactiques de formation d'étoiles. Des observations multi-longueurs d'onde, tant PI que provenant d'archives, en spectroscopie et en imagerie allant de l'ultraviolet lointain à l'infrarouge moyen ont été utilisées. En outre un modèle a été construit permettant de reproduire les distributions spectrales d'énergie des régions intergalactiques de formation d'étoiles afin de contraindre leur histoire de formation d'étoiles, leur extinction et leur fraction d'étoiles provenant du disque des galaxies parents. Des comparaisons ont aussi été menées sur les estimations des taux de formation d'étoiles en infrarouge, Halpha ainsi qu'en ultraviolet.

Cette thèse a permis d'apporter les résultats nouveaux principaux suivants :
- certaines régions semblent dépourvues de toute population d'étoiles âgées, ce sont des laboratoires idéaux pour l'étude de la formation d'étoiles ;
- l'estimateur du taux de formation d'étoiles à 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'étoiles dans différentes bandes est similaire à celle observée dans les galaxies spirales et elle est principalement due à des effets d'âge ;
- la combinaison de la raie Halpha non corrigée de l'extinction et de l'émission en infrarouge moyen produit une bonne estimation du taux de formation d'étoiles réel ;
- une fraction importante de la formation d'étoiles, pouvant atteindre 85%, se produit dans le milieu intergalactique montrant que pour un univers jeune où ce type de système est beaucoup plus répandu que dans l'univers proche, la formation d'étoiles dans les débris de collision pourrait être un facteur important d'enrichissement du milieu intergalactique.

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Boissier, Samuel. "Formation Stellaire Aux Échelles Des Galaxies." Habilitation à diriger des recherches, Aix-Marseille Université, 2012. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00761183.

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Abstract:

La formation des étoiles est au coeur du cycle d'évolution des galaxies. A partir de leur réservoir de gaz (et de son remplissage éventuel par accrétion ou fusion), des étoiles se forment à un taux appelé par définition le taux de formation Stellaire (soit SFR pour Star Formation Rate en anglais), avec un impact énorme sur de nombreux aspects de l'évolution des galaxies. Cette HDR présente tout d'abord le formalisme de la formation stellaire (SFR, IMF), quelques suggestions théoriques concernant les phénomènes affectant le SFR sur diverses échelles spatiales dans les galaxies, les méthodes de détermination empirique du SFR à partir d'observables. Une partie importante est dédiée aux "lois" de formation stellaire (e.g. loi de Schmidt) sur diverses échelles (loi locale, loi radiale, loi globale). Finalement, la dernière partie concerne les plus grandes échelles (évolution du SFR "cosmique" et effet d'environnement.

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Kraljic, Katarina. "Links between galaxy evolution, morphology and internal physical processes." Thesis, Paris 11, 2014. http://www.theses.fr/2014PA112286/document.

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Abstract:

Cette thèse a pour but de faire le lien entre l’évolution des galaxies, leur morphologie et les processus physiques internes, notamment la formation stellaire comme le résultat du milieu interstellaire turbulent et multiphase, en utilisant les simulations cosmologiques zoom-in, les simulations des galaxies isolées et en interaction, et le modèle analytique de la formation stellaire. Dans le chapitre 1, j’explique la motivation pour cette thèse et je passe brièvement en revue le contexte nécessaire lié à la formation des galaxies et la modélisation en utilisant les simulations numériques. Tout d’abord, j’explore l’évolution de la morphologie des galaxies du type de la Voie Lactée dans la série des simulations cosmologiques zoom-in à travers l’analyse des barres. J’analyse l’évolution de la fraction des barres avec le redshift, sa dépendance en fonction de la masse stellaire et l’histoire d’accrétion de galaxies individuelles. Je montre en particulier, que la fraction de barres décroit avec le redshift croissant, en accord avec les observations. Ce travail montre également que les résultats obtenus suggèrent que l’époque de la formation des barres correspond à la transition entre une phase précoce “violente” de la formation de galaxies spirales à z > 1, pendant laquelle elles sont souvent perturbées par les fusions avec les galaxies de masse comparable ou par multiple fusions avec les galaxies de petite masse, mais aussi les instabilités violentes de disque, et une phase "séculaire" tardive à z < 1, quand la morphologie finale est généralement stabilisée vers une structure dominée par le disque. Cette analyse est présentée dans le chapitre 2. Étant donné que ces simulations cosmologiques forment trop d'étoiles trop tôt par rapport aux populations de galaxies observées, je me concentre dans le chapitre 3 sur la formation stellaire dans un échantillon de simulation de galaxies en isolation, à bas redshift, et à résolution du parsec et sous-parsec. J'étudie l'origine physique de leurs relations de formation stellaire avec les cassures, et montre que le seuil de densité surfacique pour une formation stellaire efficace peut être lié à la densité caractéristique d'apparition de turbulence supersonique. Ce résultat s'applique aussi bien aux galaxies qui fusionnent, dans lesquelles l'augmentation de la turbulence compressive déclenchée par les marées compressives les conduit au régime de sursaut de formation d'étoiles. Un modèle analytique idéalisé de formation stellaire liant la densité surfacique de gaz au taux de formation stellaire comme une fonction de la présence de turbulence supersonique et la structure associée du milieu interstellaire est ensuite présenté dans le chapitre 4. Ce modèle prédit une cassure à basse densité de surface qui est suivie par un régime de loi de puissance à haute densité dans différents systèmes en accord avec les relations de formation stellaire des galaxies observées et simulées. La dernière partie de cette thèse est dédiée à la technique alternative de zoom-in cosmologique (Martig et al. 2009) et son implémentation dans le code à raffinement de maillage adaptatif RAMSES. Dans le chapitre 5, je présente les caractéristiques de base de cette technique aussi bien que certains de nos tout premiers résultats dans le contexte de l'accrétion cosmologique diffuse
This thesis aims at making the link between galaxy evolution, morphology and internal physical processes, namely star formation as the outcome of the turbulent multiphase interstellar medium, using the cosmological zoom-in simulations, simulations of isolated and merging galaxies, and the analytic model of star formation. In Chapter 1, I explain the motivation for this thesis and briefly review the necessary background related to galaxy formation and modeling with the use of numerical simulations. I first explore the evolution of the morphology of Milky-Way-mass galaxies in a suite of zoom-in cosmological simulations through the analysis of bars. I analyze the evolution of the fraction of bars with redshift, its dependence on the stellar mass and accretion history of individual galaxies. I show in particular, that the fraction of bars declines with increasing redshift, in agreement with the observations. This work also shows that the obtained results suggest that the bar formation epoch corresponds to the transition between an early "violent" phase of spiral galaxies formation at z > 1, during which they are often disturbed by major mergers or multiple minor mergers as well as violent disk instabilities, and a late "secular" phase at z < 1, when the final morphology is generally stabilized to a disk-dominated structure. This analysis is presented in Chapter 2. Because such cosmological simulations form too many stars too early compared to observed galaxy populations, I shift the focus in Chapter 3 to star formation in a sample of low-redshift galaxy simulations in isolation at parsec and sub-parsec resolution. I study the physical origin of their star formation relations and breaks and show that the surface density threshold for efficient star formation can be related to the typical density for the onset of supersonic turbulence. This result holds in merging galaxies as well, where increased compressive turbulence triggered by compressive tides during the interaction drives the merger to the regime of starbursts. An idealized analytic model for star formation relating the surface density of gas and star formation rate as a function of the presence of supersonic turbulence and the associated structure of the ISM is then presented in Chapter 4. This model predicts a break at low surface densities that is followed by a power-law regime at high densities in different systems in agreement with star formation relations of observed and simulated galaxies. The last part of this thesis is dedicated to the alternative cosmological zoom-in technique Martig et al. 2009 and its implementation in the Adaptive Mesh Refinement code RAMSES. In Chapter 5, I will present the basic features of this technique as well as some of our very first results in the context of smooth cosmological accretion

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Gusdorf, Antoine. "Emission moleculaire dans les regions de formation stellaire." Phd thesis, Université Paris Sud - Paris XI, 2008. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00370141.

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Abstract:

Des observations récentes montrent que les jeunes étoiles en cours de formation éjectent de la matière à des dizaines de kilomètres par seconde, sous la forme de jets et flots impactant le milieu ambient dont l'effondrement est a l'origine de la formation stellaire. L'impact supersonique entre le jet et le nuage moléculaire parent de l'étoile génère un front de choc sous la forme d'un “bow-shock” se propageant dans le gaz interstellaire, et qui s'accompagne d'un choc en retour qui se propage le long du jet.

La structure de ces chocs dépend de leur vitesse ainsi que des propriétés physiques du gaz dans lequel ils se propagent, et notamment de la valeur du champ magnétique local. Les simulations numériques de type magnétohydrodynamique de propagation de tels chocs permettent de contraindre les propriétés physiques et chimiques du gaz dans lequel est générée l'émission moléculaire. Les chocs interstellaires, stationnaires et non stationnaires sont ainsi modélisés, et des grilles de modèles sont construites, pour différentes plages de valeurs des paramètres préchocs qui sont aussi les paramètres d'entrée du code de choc, parmi lesquels la vitesse de choc, la densité préchoc, le champ magnétique, et l'âge des chocs dans le cas des chocs non stationnaires.

L'émission de la molécule de dihydrogène est d'abord étudiée. En raison de son importance particulière (due à son importante densité ainsi qu'au rôle crucial joué en tant que refroidisseur du gaz et de partenaire de collision pour les espèces moléculaires), la population de ses niveaux est résolue à l'intérieur du code de choc, ainsi que son transfert de rayonnement. L'onde de choc modifie la composition chimique du gaz, dissociant partiellement ou totalement l'hydrogène moléculaire, qui est le principal agent refroidissant du gaz. Dans les régions où le dihydrogène subsiste, il est excité collisionnellement , générant ainsi de l'émission dans ses transitions rovibrationnelles et purement rotationnelles. Cette émission est en effet observée dans l'infrarouge par les satellites ISO (Infrared Space Observatory) et Spitzer. Les diagrammes d'excitation correspondants sont ensuite utilisés pour comparer les modèles aux observations existantes pour le flot bipolaire L1157, détecté autour d'une jeune protoétoile de Classe 0. Ces comparaisons confirment la nécessité d'un recours aux modèles de chocs non stationnaires pour interpréter les densités de colonne observées pour les niveaux de H2.

De telles régions de chocs génèrent des conditions physiques et chimiques elles mêmes à l'origine d'une chimie particulière favorisant la formation de molécules caractéristiques telles que SiO, dont l'émission est alors observée dans les fenêtres infrarouge et submillimétrique (IRAM, CSO, JCMT). Le transfert de rayonnement de la molécule de SiO est simulée à l'aide d'un programme numérique reposant sur l'approximation LVG (Large Velocity Gradient). Ce programme est écrit, testé dans des conditions basiques, comparé à d'autres modèles de référence, puis utilisé en sortie du code de choc pour les modèles des grilles mentionnées plus haut. Les mécanismes d'émission des raies moléculaires sont ainsi étudiés, des digrammes d'intensité intégrée et des profils de raie sont alors produits. Des comparaisons avec les observations de la région L1157 sont effectuées indépendamment des résultats relatifs au dihydrogène, avec un bon accord pour des modèles de choc stationnaires et sous diverses hypothèses de répartition initiale du silicium dans les grains de poussière, et de l'oxygène dans la phase gazeuse. Enfin, l'émission de SiO est aussi étudiée dans le cadre de ces mêmes hypothèses dans les chocs non stationnaires. La comparaison simultanée des observations SiO et H2 est alors réalisée, c'est à dire leur ajustement par un même modèle de choc, avec des résultats encourageants.

Pour compléter cette étude, l'émission de CO est aussi envisagée dans les modèles de chocs stationnaires et non stationnaires, et le monoxyde de carbone est ajouté à la liste des molécules dont la production et l'émission peuvent être modélisées par le même choc que H2 et SiO avec un accord satisfaisant, même si cet ajout ne génère pas de contrainte supplémentaire par rapport à ces deux molécules.

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Louvet, Fabien. "Nuage hypermassif, chocs et efficacité de formation stellaire." Thesis, Paris 11, 2014. http://www.theses.fr/2014PA112230/document.

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Abstract:

Les étoiles massives, de type O ou B, sont d'une importance capitale pour le budget énergétique des galaxies et l'enrichissement du milieu interstellaire. Néanmoins, leur formation, contrairement à celle des étoiles de type solaire reste sujet à débats, sinon une énigme. Les toutes premières étapes de la formation des étoiles massives ainsi que la formation de leur nuage parent sont des thèmes qui stimulent une grande activité sur les plans théorique et observationnel depuis une décennie. Il semble maintenant acquis que les étoiles massives naissent dans des cœurs denses massifs, qui se forment au travers de processus dynamiques, tels que les flots de gaz collisionnels. Au cours de ma thèse, j'ai mené une étude approfondie de la formation des cœurs denses et des étoiles massives au sein de la structure hypermassive W43-MM1, localisée à 6~kpc du soleil. Dans un premier temps, j'ai montré une corrélation directe entre l'efficacité à former des étoiles et la densité volumique des nuages moléculaires, en décalage avec un certain nombre d'études précédentes. En effet, la distribution spatiale et de masse des cœurs denses massifs en formation au sein de W43-MM1 suggère que ce filament hypermassif est en phase de flambée de formation d'étoiles, flambée d'autant plus grande que l'on se rapproche de son cœur. J'ai comparé ces résultats observationnels aux modèles numériques et analytiques d'efficacité de formation stellaire les plus récents. Cette confrontation permet non seulement d'apporter de nouvelles contraintes sur la formation des filaments hypermassifs, mais suggère aussi que la compréhension de la formation d'étoiles dans les nuages hypermassifs nécessite une description fine de la structure de ces objets exceptionnels. En second lieu, ayant montré que la formation des étoiles massives est fortement dépendante des propriétés des filaments qui les forment, je me suis naturellement intéressé aux processus de formation de ces filaments, grâce à une étude de leur dynamique globale. Plus précisément, j'ai utilisé un traceur de chocs (la molécule de SiO) pour discerner les chocs dûs aux processus locaux de formation des étoiles (jets et flots bipolaires), des chocs dûs aux processus permettant la formation du nuage. J'ai ainsi pu, via une étude sans précédent alliant observations et modélisation de chocs dans une région formant de nombreuses étoiles, montrer l'existence de chocs à basse vitesse, première signature directe de la formation du nuage moléculaire dans lequel les étoiles massives se forment. Ces résultats constituent une étape importante reliant, via des processus dynamiques, la formation des nuages moléculaires à la formation des étoiles massives
O and B types stars are of paramount importance in the energy budget of galaxies and play a crucial role enriching the interstellar medium. However, their formation, unlike that of solar-type stars, is still subject to debate, if not an enigma. The earliest stages of massive star formation and the formation of their parent cloud are still crucial astrophysical questions that drew a lot of attention in the community, both from the theoretical and observational perspective, during the last decade. It has been proposed that massive stars are born in massive dense cores that form through very dynamic processes, such as converging flows of gas. During my PhD, I conducted a thorough study of the formation of dense cores and massive stars in the W43-MM1 supermassive structure, located at ~ 6 kpc from the sun. At first, I showed a direct correlation between the star formation efficiency and the volume gas density of molecular clouds, in contrast with scenarii suggested by previous studies. Indeed, the spatial distribution and mass function of the massive dense cores currently forming in W43-MM1 suggests that this supermassive filament is undergoing a star formation burst, increasing as one approaches its center. I compared these observational results with the most recent numerical and analytical models of star formation. This comparison not only provides new constraints on the formation of supermassive filaments, but also suggests that understanding star formation in high density, extreme ridges requires a detailed portrait of the structure of these exceptional objects. Second, having shown that the formation of massive stars depends strongly on the properties of the ridges where they form, I studied the formation processes of these filaments, thanks of the characterization of their global dynamics. Specifically, I used a tracer of shocks (SiO molecule) to disentangle the feedback of local star formation processes (bipolar jets and outflows) from shocks tracing the pristine formation processes of the W43-MM1 cloud. I was able, via an unprecedented study combining observations and modeling of shocks in a starbust region, to show the existence of widespread low velocity shocks, that are the first direct signature of the formation of the massive molecular cloud from which massive stars form.These results are an important step connecting, via dynamical processes, the formation of molecular clouds to the formation of massive stars

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Couture, Pierre. "Galaxies à sursauts de formation stellaire : Simulations pour la mission UVIT." Thesis, Université Laval, 2011. http://www.theses.ulaval.ca/2011/28432/28432.pdf.

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Vale, Asari Natalia. "Evolution chimique et histoire de la formation stellaire dans l'Univers local." Observatoire de Paris (1667-....), 2010. https://theses.hal.science/tel-01958543.

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Abstract:

Nous analysons les galaxies du Sloan Digital Sky Survey avec notre code de synthèse spectrale STARLIHGT. STARLIGHT trouve la combinaison de populations stellaires simples de différents âges et métallicités qui reproduit au mieux le spectre d'une galaxie. Il permet de dériver divers paramètres associés à une galaxie, comme la masse totale des étoiles, l'histoire de la formatiopn stellaire et l'évolution chimique. A partir du spectre résiduel (en soustrayant le spectre observé du spectre modélisé), on mesure les raies d'émission, qui permet d'obtenir les propriétés du gaz dans les galaxies. Nous étudions l'évolution de galaxies à formation stellaire. Nous constatons que les galaxies les plus massives ont formé leurs étoiles et leur métaux plus rapidement. L'évolution de la métallicité des étoiles est étudiée directement. Nous calibrons aussi le taux de formation stellaire récente obtenu par notre synthèse à l'aide de celui obtenu à partir de la luminosité de H∝. Nous dérivons la relation masse stellaire-métallicité stellaire (M*-Z*) à des redshifts différents. C'était la première fois que l'évolution de la relation M*-Z* a été calculée par les mêmes galaxies. Nous avons constaté que la métallicité stellaire observée a une évolution compatible avec un modèle simple d'évolution chimique en boîte fermée. Pour des galaxies classées comme LINERs, nous trouvons que la luminosité observée en H∝ est compatible avec le nombre de photons ionisants émis par les populations stellaires vieillisantes dans ces galaxies. Ce résultat implique une profonde vision du taux d'activité nucléaire dans les galaxies de l'Univers local
We analyse galaxies from the Sloan Digital Sky Survey with our spectral synthesis code STARLIGHT. STARLIGHT finds the combination of simple stellar populations of different ages and metallicities that the best fits a galaxy spectrum. This allows us to derive several galaxy properties, such as mass in stars, star formation history and chemical evolution. From the residual spectrum (obtained by subtracting the modelled from the observed spectrum), we measure emission lines, from which we obtain properties of the gas inside galaxies. We study the evolution of star-forming galaxies. We find that the more massive galaxies have formed stars faster and enriched their gas more quickly. The evolution of stellar metallicity is directly studied. We calibrate the current star-formation rate derived from the synthesis with the one from H∝ luminosity. We derive the stellar mass-stellar metallicity relation (M*-Z*) for different redshifts. This was the first time the evolution of M*-Z* relation was derived for the same set of galaxies. We find that the metallicity evolution is compatible with that expected from a simple closed box chemical evolution model. For galaxies classified as LINERs, we show that their observed H∝ luminosity is compatible with the number of ionizing photons emitted by old stellar populations. This result implies a deep review of the rate of nuclear activity in galaxies in the local Universe

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CANANZI-MATHIAS, KATIA. "Contribution a l'etude de la formation stellaire dans les galaxies exterieures." Paris 7, 1993. http://www.theses.fr/1993PA077131.

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Abstract:

Les etoiles massives constituent de precieux indicateurs de l'histoire de la formation stellaire et de l'activite d'une galaxie. Dans les galaxies suffisamment proches pour permettre une etude individuelle de ces etoiles, il est possible de deduire une fonction initiale de masse (imf) a partir de leur fonction de luminosite (lf). Sa determination dans quatre associations ob de la galaxie m31 renforce l'idee d'une imf universelle. De meme, il apparait interessant de rechercher les etoiles wolf-rayet, descendantes des etoiles o les plus massives, car elles sont facilement detectables a cause de leurs raies intenses en emission. Nous en avons detecte sept nouvelles dans les precedentes associations. De plus, l'evaluation de leur rapport en nombre a celui des etoiles o et b, fonction quasi-lineaire de l'abondance en elements lourds du milieu, suggere en accord avec d'autres determinations une metallicite par m31 superieure a celle du voisinage solaire. Dans la galaxie ngc 300, la complementarite de deux methodes de detection, une photometrique et l'autre spectrophotometrique a permis de detecter douze nouveaux candidats wolf-rayet. Enfin, les regions a sursaut de formation stellaire active (starburst) constituent un lieu de predilection pour l'etude des etoiles de forte masse (formation de plusieurs milliers en quelques millions d'annees). Par le biais d'une synthese de population, on peut avoir acces aux parametres de l'imf. En particulier, la mesure de la largeur equivalente des raies de balmer de ces regions permet seule d'evaluer la masse inferieure de la population creee dans le sursaut. L'application de notre modele de synthese a la region hii extragalactique ngc 604 de la galaxie m33 confirme pour la premiere fois quantitativement l'hypothese d'une formation stellaire avec coupure aux faibles masses dans les regions a starburst

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Berger, Jean-Philippe. "Interférométrie et formation stellaire : Perspectives pour une instrumentation en optique intégrée." Université Joseph Fourier (Grenoble), 1998. http://www.theses.fr/1998GRE10213.

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Abstract:

Je présente les premières observations infrarouges des étoile FU Ori et AB Aur obtenues avec les interféromètres longue base IOTA(Umass, SAO) et PTI (JPL/NASA). Ces deux étoiles sont des prototypes des étoiles pré-séquence principale de faible masse (FU Ori) et de masse intermédiaire (AB Aur). Les deux sources sont résolues avec une résolution de l'ordre de l'unité astronomique. Divers scénarios sont envisagés. Les observations sont tout à fait compatibles avec la présence d'un disque d'accrétion autour de FU Ori. Afin d'améliorer les performances scientifiques et de diminuer la complexité des instruments interférométriques, je propose d'utiliser l'optique intégrée planaire pour la fonction de recombinaison. Je présente les résultats des caractérisations d'un recombinateur réalisé dans une technologie d'échanges d'ions sur substrat de verre. Cette "puce optique" comporte deux entrées et trois sorties : une voie interférométrique et deux voies de calibration photométrique. Elle est optimisée pour la bande H et assure le maintien de la polarisation. Les caractérisations montrent des pertes photoniques réduites, un contraste laser de ~ 90% et un contraste en bande large maximum de ~ 30%. Les origines de cette chute de contraste sont identifiées et des méthodes de caractérisation plus poussées sont proposées. Plusieurs perspectives de recombinaison multi-télescopes se dégagent à la suite de ce travail. Enfin, à la lumière de ces résultats, je présente le concept d'un instrument recombinateur portable baptisé IONIC, qui pourrait être le précurseur de l'instrumentation de deuxième génération des interféromètres monomodes au sol et dans l'espace. Ses principaux atouts sont la précision de mesures sur les visibilités, la compacité et la stabilité.

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Carles, Christian. "De la métallicité et la formation stellaire des galaxies spirales barrées." Master's thesis, Université Laval, 2016. http://hdl.handle.net/20.500.11794/27070.

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Abstract:

Afin d’étudier l’historique de formation stellaire et d’enrichissement chimique des galaxies spirales barrées, j’ai simulé l’évolution de 27 galaxies spirales, barrées et non barrées, de diverses masses stellaires et fractions de gaz. Alors que les galaxies non barrées présentent une évolution lente et continue sur les deux milliards d’années que durent nos simulations, les galaxies barrées ont une évolution bien plus explosive, et ce particulièrement pour les galaxies les plus massives. Dans un premier temps, je montre que la présence de la barre entraine un flot important de gaz des régions périphériques vers le centre de la galaxie barrée, causant un sursaut de formation stellaire et une croissance importante de l’abondance chimique centrale, et que l’amplitude et la vitesse à laquelle ce sursaut arrive augmentent avec la masse de la galaxie. Cet épisode de sursaut stellaire entraine alors une diminution importante de la masse de gaz, entrainant à son tour une décroissance de la formation stellaire et une stagnation de l’enrichissement chimique pour le reste de l’évolution de la galaxie. Dans un deuxième temps, je montre qu’à cause de la dynamique en deux périodes très différentes des galaxies barrées, deux galaxies de masse très semblable peuvent avoir des taux de formation stellaire et des métallicités complètement différentes en fonction de leur stade évolutif, stade qu’on ne peut déterminer aisément. Cette difficulté est tout aussi importante lorsqu’on compare le coeur des galaxies barrées et non barrées entre elles, étant donné que des coeurs comparables sont situés dans les galaxies très différentes, et que des galaxies semblables ont des coeurs très différents.
We performed a series of 27 gasdynamical simulations of disc galaxies, barred and unbarred, with various masses and gas fractions, in order to study the star formation history and metallicity enrichment in these galaxies. Unbarred galaxies evolve very smoothly, with a star formation rate that varies by at most a factor of three over a period of 2 Gyr and a continuous increase in their metallicity. The evolution of barred galaxies is much more dramatic, especially at high masses. The bar drives a substantial amount of gas in the central region, producing a starburst and rapidly increasing the chemical abundance. Most of the gas is then converted into stars, and gas exhaustion leads to a rapid drop of star formation after the starburst. The consequence is that observational properties of barred galaxies, such as the central stellar mass, chemical abundance or star formation rate, do not vary monotonically with time. Barred galaxies that have a same central stellar mass can have very different total masses, and be at very different stages of their respective evolution, This makes observational comparisons between barred and unbarred galaxies difficult, if galaxies are selected using only one observable.

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Beuret, Maxime. "Formation stellaire dans la galaxie et interaction avec le milieu interstellaire." Thesis, Strasbourg, 2016. http://www.theses.fr/2016STRAE017/document.

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Abstract:

Comment les étoiles se forment elles ?. Cette vaste question fait appel à des connaissances dans plusieurs domaines dont deux majeurs, la Formation Stellaire et le Milieu Interstellaire. C’est dans ce cadre générale que s’inscrit ma thèse. Notre galaxie est un vaste laboratoire d’études de cette formation et je me suis donc intéressé aux premières étapes de la formation des étoiles, allant du nuage moléculaire à la proto-étoile. J’ai principalement utilisé des données provenant du télescope Herschel qui nous fournit des images et des données dans l’infrarouge lointain et le domaine sub-milimétrique à une résolution inégalée. J’ai d’abord construit un catalogue de sources à l’aide d’un algorithme d’identification croisée, SPECFIND, puis appliqué un algorithme de clustering, MST, sur près de 100 000 sources afin de construire le premier catalogue d’amas d’objets stellaires jeunes à l’échelle galactique. Ceci m’a conduit à étudier les propriétés de ces amas et des sources les constituant
How stars form? This broad question uses knowledges in several areas, including two majors, the Star Formation and the Interstellar Medium. My thesis is a part of this overall framework. Our galaxy is a laboratory complex for the study of this formation. I became interested in the first stages of the star formations, from Molecular Clouds to protostars. I mainly used data from the Herschel telescope which provides us with images and data in the far infrared and sub-millimiter at an unparalleled resolution. First of all, I built a catalogue of young clumps using SPECFIND, an algorithm of cross-identification. Then I applied an algorithm of clustering, MST, over 100 000 young clumps to find over-densities in order to release the first catalogue of young stellar clusters in a galactic scale. Finally, I studied the physical properties of these clusters and their young clumps

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Veltz, Lionel Bienaymé Olivier Freeman Ken. "Formation du disque de la Voie Lactée." Strasbourg : Université Louis Pasteur, 2008. http://eprints-scd-ulp.u-strasbg.fr:8080/871/01/VELTZ_Lionel_2007.pdf.

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Taquet, Vianney. "Chimie à la surface des grains dans les régions de formation stellaire." Phd thesis, Université de Grenoble, 2012. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00790641.

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Abstract:

Les premières étapes de la formation stellaire sont accompagnées d'une évolution de la chimie, à partir de molécules simples dans les nuages froids et sombres vers la détection de molécules organiques complexes autour des étoiles de Classe 0. Bien que principalement composés de gaz, ces nuages contiennent également une petite quantité de poussière microscopique. La contribution de cette poussière est toutefois importante car elle agit comme un catalyseur pour la formation de molécules clés observées dans les glaces froides interstellaires, telles que l'eau ou le méthanol. Ces glaces seraient la première étape d'une chimie riche observée dans les enveloppes tièdes des protoétoiles. Durant cette thèse, je me suis concentré sur la première étape en utilisant une double approche. i) Modélisation. J'ai développé un modèle astrochimique couplant la chimie en phase gazeuse et à la surface des grains. Ce modèle suit la formation multicouche des glaces interstellaires et, grace à une approche multiparamètre, nous permet également d'étudier l'influence de paramètres physiques, chimiques, et de surface, tels que la porosité des grains, sur la composition chimique des glaces. Le modèle a ensuite été utilisé pour prédire la différenciation chimique et la deutéra- tion des glaces interstellaires. Ainsi, j'ai construit un réseau chimique en prenant en compte les travaux expérimentaux et théoriques les plus récents. J'ai ensuite appliqué ce modèle à différents cas. J'ai par exemple montré que les glaces sont très hétérogènes et que leurs compositions sont très sensibles aux conditions physiques ainsi qu'à différents paramètres de surface. La deutéra- tion élevée du formaldehyde et du méthanol a été prédite pour une phase dense (nH ∼ 5 × 10^6 cm−3) et rapide (∼ 5000 ans) tandis que la deutération plus faible de l'eau est prédite pour des conditions typiques de nuages moléculaires. La deutération est très sensible et peut donc etre utilisée comme un traceur des conditions physiques. ii) Observations. J'ai été impliqué dans différents projets observationnels dont les buts étaient reliés aux problèmes de la chimie à la surface des grains. J'ai obtenu les trois résultats suivants. Nous avons montré une évolution de la deutération sélective du méthanol avec le type de la protoétoile, le rapport d'abondance [CH2DOH]/[CH3OD] diminuant avec la masse de la protoé- toile. Une cartographie interféromètrique de l'eau deutérée vers deux protoétoiles de faible masse nous a permis de contraindre un fort degré de deutération de l'eau dans de nouvelles sources. Finalement, nous avons détecté pour la première fois plusieurs molécules organiques complexes dans un coeur prestellaire, remettant en question le scénario actuel de formation des molécules organiques complexes dans des conditions tièdes.

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Rousseau-Nepton, Laurie. "Étude des régions de formation stellaire dans les galaxies spirales avec SpIOMM." Doctoral thesis, Université Laval, 2017. http://hdl.handle.net/20.500.11794/27970.

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Abstract:

Cette thèse porte sur l’étude des régions HII dans les galaxies proches avec l’instrument SpIOMM, un spectro-imageur à transformée de Fourier à l’Observatoire du Mont-Mégantic. Un échantillon de sept galaxies a été observé avec SpIOMM et un spectrographe longue-fente. La méthode d’analyse proposée profite des avantages des deux instruments. La synthèse des populations stellaires, qui se base sur les données longue-fente, permet de corriger l’ensemble des données SpIOMM pour la présence des profils d’absorption stellaires sous-jacents aux raies d’émission des régions HII. La mesure précise des raies d’émission révèle les détails du gaz ionisé sur toute la surface du disque des galaxies. Un total de 2930 régions HII a été identifié dans les galaxies de l’échantillon. Les caractéristiques physiques de ces régions sont extraites avec des méthodes développées sur-mesure pour les données SpIOMM. Entre autres, des bases de données construites avec des codes de photoionisation sont utilisées pour extraire la métallicité, le paramètre d’ionisation et le rapport d’abondances [N/O] du gaz ionisé. Ces méthodes ont d’ailleurs permis de mettre en évidence certaines lacunes des outils actuellement disponibles pour faire l’analyse des régions HII. La grande résolution spatiale d’SpIOMM révèle les variations des paramètres physiques dans les régions et l’effet du gaz diffus sur les diagnostics. Le profil de luminosité de l’ensemble des régions HII est présenté. Les gradients globaux de métallicité et le rapport d’abondances [N/O] sont mesurés avec précision pour cinq galaxies. L’âge des complexes stellaires contenus dans les régions HII est également estimé. Le profil de luminosité, la courbe de rotation ainsi que certains paramètres de la cinématique des galaxies (vitesse systémique et angle de position) sont obtenus et comparés à la littérature. Mes objectifs de démontrer l’efficacité d’SpIOMM pour l’étude des galaxies et de développer une méthode adaptée aux données de l’instrument pour extraire les paramètres physiques des régions HII ainsi que les caractéristiques générales des galaxies, ont été atteints. Tous les résultats démontrent qu’SpIOMM et SITELLE, son successeur au Télescope Canada-France-Hawaii, sont des instruments inégalables pour l’étude détaillée des raies d’émission dans les galaxies.
This thesis focuses on the study of HII regions in nearby galaxies with SpIOMM, an imaging Fourier transform spectrograph of the Observatoire du Mont-Mégantic. A sample of seven galaxies was observed with SpIOMM and a long-slit spectrograph. The analytical method proposed benefits from the capabilities of both instruments. The synthesis of stellar populations based on the long-slit data allows us to correct the SpIOMM data for the presence of stellar absorption line profiles underneath the HII region emission lines. The accurate measurement of emission lines reveals details of the ionized gas over the whole disk of the galaxies. A total of 2930 HII regions is identified in the whole galaxy sample. The physical characteristics of these regions are extracted using different methods tailored for SpIOMM data. Multiple databases built using photoionization codes are used to extract the metallicity, the ionization factor, and the [N/O] abundance ratio of the ionized gas. These methods have helped to highlight some deficiencies of the currently available tools to analyze the HII regions. The high spatial resolution of SpIOMM underlines the variation of the physical parameters within the regions themselves and, among others, the effect of the diffuse ionized gas on the diagnostics. The luminosity profile for the whole sample of HII regions is presented. The overall metallicity and the [N/O] abundance ratio gradients for five galaxies are measured accurately. The age of the stellar complexes contained in the HII regions is also given. The luminosity profile, rotation curve, and other parameters related to the galaxy kinematics (systemic velocity and position angle) are obtained and compared to the literature. My goals to demonstrate SpIOMM’s efficiency for the study of galaxies and to develop a method adapted to these data in order to extract the HII regions physical parameters and the general characteristics of the galaxies have been reached. All the results demonstrate that SpIOMM and its successor SITELLE, at the Canada-France-Hawaii telescope, are ideal instruments to study in great details the gas emission in galaxies.

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Buat, Véronique. "L'emission ultraviolette de galaxies spirales et irregulieres : interpretation en termes de formation stellaire." Paris 7, 1989. http://www.theses.fr/1989PA077262.

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Abstract:

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

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Robichaud, Fidèle. "Formation et évolution stellaire des galaxies spirales barrées avec rétroaction de noyau actif." Master's thesis, Université Laval, 2016. http://hdl.handle.net/20.500.11794/27404.

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Abstract:

Les observations suggèrent que la barre est une structure très présente parmi les galaxies spirales, se retrouvant dans près de la moitié des galaxies spirales de l’Univers proche. La présence d’une barre a un impact important sur l’évolution séculaire de la galaxie hôte, puisque cette dernière modifie la distribution spatiale de la matière et crée un flot de gaz vers le centre de la galaxie, provoquant ainsi une rétroaction positive sur la formation stellaire centrale de la galaxie. Une autre structure très présente dans les galaxies est un noyau actif (NAG), soit un trou noir supermassif dans le centre qui interagit avec la matière autour de celui-ci, et la rétroaction de cette interaction forme une région très brillante dans le centre de la galaxie. La rétroaction du NAG réchauffera le gaz environnant par radiation, et pourra aussi appliquer une poussée cinétique sur celui-ci, le poussant vers l’extérieur du centre de la galaxie. Cependant, l’effet de la rétroaction du NAG sur l’évolution de la galaxie et de sa formation stellaire centrale est encore un sujet mal compris, et on ne sait toujours pas si l’effet de cette rétroaction sur la formation stellaire est positif ou négatif. Dans le cadre de ce travail, j’ai effectué un total de 12 simulations de galaxies spirales de masse égale, dont 10 sont barrées. Le but est de vérifier quel est l’effet du NAG en faisant varier la rétroaction du trou noir, la quantité de gaz disponible et l’impact de la barre sur la formation stellaire centrale et globale de la galaxie. Les résultats de mes simulations montrent que la présence d’un NAG aurait un effet plutôt positif sur la formation stellaire lorsqu’il s’agit d’une galaxie spirale barrée, et principalement lorsque la galaxie est encore à un jeune stade de son évolution. Dans le cas d’une galaxie spirale non barrée, l’effet serait au contraire négatif en son centre et négligeable globalement.
Observations suggest that the bar is a very common structure among spiral galaxies, finding itself in near half of the spiral galaxies of the nearby Universe. The presence of a bar has an important impact on the secular evolution of the host galaxy because the latter modifies the spatial distribution of the material and creates a stream of gas toward the center of the galaxy, causing a positive feedback on the central star formation in the galaxy. Another very common structure in galaxies is an active galactic nucleus (AGN), a supermassive black hole in the center of the galaxy, which interacts with matter around it and the feedback from this interaction forms a very bright region in the center of the galaxy. Feedback from the AGN will warm up the surrounding gas by radiation and it can also apply a kinetic kick on it, pushing it outward from the center of the galaxy. However, the effect from the AGN on the evolution of the galaxy and its central star formation is still a misunderstood subject and we still do not know if the effect of the feedback on stellar formation is positive or negative. As part of this work, I made a total of 12 simulations of spiral galaxies of equal mass, which 10 of them were barred. The aim is to verify what is the effect of AGN by varying strength, available gas fraction, and the impact of the bar on the central and global star formation rate in the galaxy. The results of my simulations show that the presence of AGN would have a rather positive effect on star formation in barred spiral galaxy, and especially when the galaxy is still at an early stage of its evolution. However, in the case of a non-barred spiral galaxy, the effect would be opposite, negative in the center and generally negligible.

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DOUBLIER, VANESSA. "Evolution et formation des galaxies bleues compactes naines a sursaut de formation stellaire : imagerie visible et proche-infrarouge." Paris 7, 1998. http://www.theses.fr/1998PA077039.

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Abstract:

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.

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Noel, Benjamin. "Dynamique et chimie dans les environnements d'étoiles jeunes et massives : le cas de S106." Paris 6, 2003. http://www.theses.fr/2003PA066468.

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Hernandez, Gomez Antonio. "IRAS 16293-2422 : des longueurs d'onde centimétriques à l'infrarouge lointain et détermination de sa structure tridimensionnelle." Thesis, Toulouse 3, 2019. http://www.theses.fr/2019TOU30004.

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Abstract:

Dans cette thèse, nous présentons une étude observationnelle et multifréquence des propriétés d'IRAS16293-2422 (I16293), un système d'étoiles multiples de faible masse et de type solaire bien étudié, qui se trouve dans le nuage sombre L1689N dans le complexe d'Ophiuchus. I16293 est la source prototype pour les études d'astrochimie en raison de sa richesse en raies moléculaires, elle constitue un laboratoire idéal pour étudier non seulement la formation de systèmes stellaires, mais également la chimie pendant les premiers stades de la formation des étoiles. Dans ce travail, nous mettrons particulièrement l'accent sur les molécules azotée, car ces espèces sont des outils puissants pour mesurer les propriétés chimiques, cinématiques et dynamiques des régions de formation d'étoiles dans un large éventail de conditions physiques. La première partie est dédié à l'analyse des composants individuels d'I16293 à partir d'observations dans le continuum aux longueurs d'onde centimétriques et millimétriques. Nous avons mesuré l'émission maser à 22 GHz obtenues avec l'interféromètre de très longue ligne de base (VLBA) et obtenu une estimation plus précise de la distance d'I16293, 141(+30,-21)pc. À partir d'observations à haute résolution angulaire avec le VLA et ALMA, nous avons suivi l'astrométrie des objets individuels du système pendant près de 30 ans. Nous présentons un modèle complet de transfert radiatif de la structure de cette source. Les profils de densité et de température nécessaires pour expliquer les propriétés de la source B sont très similaires à ceux attendus pour un premier coeur hydrostatique. Ce fait, combiné à l'absence d'émission centimétrique libre-libre, pourrait indiquer que la source B vient tout juste d'atteindre la phase protostellaire. La seconde partie est consacrée à une étude de la chimie d'I16293 à partir d'observations des molécules azotées dans une large gamme de fréquences avec les radiotélescopes IRAM-30m, APEX, JCMT et l'instrument HIFI à bord de l'observatoire spatial Herschel. Nous avons extrait les transitions de rotation de l'acide isocyanurique (HNCO) à partir de ces données et utilisé un modèle de transfert radiatif hors de l'équilibre thermodynamique local (ETL) pour reproduire les profils observés des raies. À partir de ce modèle, nous concluons I16293 est formée de trois régions d'émission: un composant dense, compact et chaud, un composant chaud et étendu associé à la partie interne de l'enveloppe et une couche plus étendue et froide associée à la partie la plus extérieure de l'enveloppe. L'émission produite par chacune de ces régions interagit avec les autres, en conséquence, notre analyse contraint les propriétés des différentes régions, et établit également leurs positions relatives le long de la ligne de visée. Nous avons calculé le profil d'abondance de HNCO pour l'enveloppe d'I16293 avec le code chimique Nautilus, qui est tout à fait compatible avec les abondances déterminées par notre modèle de transfert radiatif. D'autre part, les profils de raie de cyanure (CN) dans I16293 sont beaucoup plus complexes que les profils de HNCO, car ils présentent une absorption profonde. Nous détectons les transitions de rotation du CN correspondant aux niveaux J = 1-0 à J = 5-4, nous avons utilisé ces raies pour tester la distribution de cette molécule à différentes échelles spatiales. Nous avons utilisé un modèle LTE dans CASSIS et défini un modèle distinct pour chaque transition. Afin de reproduire correctement les profils de raie, il est nécessaire de prendre en compte un composant plus étendu que l'enveloppe d'I16293 définie précédemment dans la littérature. Finalement, nous dérivons les rapports d'abondance entre CN et ses isotopes 13CN et C15N. Dans leur ensemble, les données présentées dans cette thèse nous ont permis de contraindre la structure d'I16293 depuis les échelles qui correspondent à ses proto-étoiles individuelles (~10 AU) jusqu'à l'échelle de son enveloppe étendue (≥ 10,000 AU)
In this thesis we present a multi-frequency observational study of the properties of IRAS 16293-2422 (I16293), a very-well studied low-mass solar-type multiple stellar system located within the Ophiuchus complex. Because I16293 is the prototype source for astrochemistry due to its wealth of molecular lines, it provides a suitable laboratory to study not only the physics of clustered star-formation but also the chemistry in early stages of this process. In this thesis, we will place special emphasis on nitrogen-bearing molecules present in I16293since these species are known to be powerful tools to derive chemical, kinematic and dynamic properties of star-forming regions over a wide range of conditions. The first part of this work is based on the analysis of the individual components of I16293 from interferometric centimeter -and millimeter- wavelength continuum observations. Since the correct interpretation of the observations and their corresponding modelling strongly depend on the accurate measurement of its distance, we have measured the parallax to its H2O maser emission at 22.2 GHz based on archival Very Large Baseline Array (VLBA) observations, obtaining a precise estimation of the distance of 141(+30,-21)pc. From high angular resolution observations with the Very Large Array (VLA) and the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), we followed the astrometry of the individual objects in the system for almost 30 years. We have seen that the properties of source B are remarkable because its spectrum indicates that its emission is dominated by thermal dust radiation. We present a full radiative transfer modelling of the structure of this source. The density and temperature profiles needed to explain the observational properties of source B resemble those expected for first hydrostatic cores. This fact, combined with the lack of free- free centimeter emission, might indicate that source B is just entering the protostellar phase. In the second part of the thesis we focus on the chemistry of I16293 based on single-dish observations of nitrogen-bearing molecules obtained with the radiotelescopes IRAM-30m, APEX, JCMT and the HIFI instrument on-board the Herschel Space Observatory over a wide frequency range from 80 GHz to 1 THz. We have extracted the rotational transitions of isocyanic acid (HNCO) from the observations and used a radiative transfer model out of Local Thermodynamical Equilibrium (non-LTE) to reproduce the observed line profiles. We conclude that I16293 can be modelled considering three regions: a dense, compact and warm component related with the hot corino, a warm and extended component associated with the innermost part of the envelope and a more extended and cold layer associated with the outermost part of the envelope. It is important to emphasize that the emission produced by these regions interacts one with another. As a consequence, our analysis not only constraints the properties of the different regions, but also establishes their relative positions along the line of sight. An HNCO abundance profile for the envelope of I16293 computed with the chemical code Nautilus shows a good agreement with the abundances derived from our radiative transfer model. On the other hand, the lines of cyanide (CN) have much more complex profiles since they show hyperfine structure and present deep absorptions. Indeed, since we detect the CN rotational transitions from J = 1 - 0 to J = 5 - 4 level, we have used an LTE model in CASSIS and defined a separate model for each transition. We noted that an extended emission larger than the envelope of I16293 is needed to correctly model the line profiles. We also derived the abundance ratio between CN and its isotopes 13CN and C15N.Taken together, the results presented here enabled us to constrain the structure of IRAS 16293- 2422 from the scale of its individual protostars (~ 10 AU) up to the scale of its extended envelope (~ 10,000 AU)

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Maury, Anaëlle. "Formation et fragmentation des cœurs denses protostellaires." Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 2009. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00455833.

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Abstract:

Les étoiles se forment dans les nuages moléculaires, lorsque ceux-ci s'effondrent et se fragmentent pour former ce que l'on appelle des coeurs denses protostellaires. Ces coeurs denses sont ensuite susceptibles de se contracter sous l'effet de leur propre masse, et de former de jeunes proto-étoiles, qui évoluent en accrétant leur matériel circumstellaire jusqu'à atteindre la séquence principale. L'objectif principal de cette thèse a été d'étudier la formation et la fragmentation des coeurs denses protostellaires. Pour cela, deux études principales, présentées dans ce manuscrit, ont été menées. La première a consisté à étudier la formation des coeurs protostellaires, en quantifiant l'influence des flots protostellaires sur la formation stellaire en amas. Grâce à une étude des flots protostellaires générés par les objets stellaires jeunes en formation dans le proto-amas NGC 2264-C, nous montrons que les flots protostellaires peuvent jouer un rôle important en tant que progéniteurs de turbulence dans les régions de formation stellaire en amas, bien qu'ils semblent incapables de modifier significativement les processus d'effondrement global à l'échelle de la plupart des clumps. Deuxièmement, nous nous sommes intéressés à la question de la formation des systèmes multiples par fragmentation des cœurs protostellaires, en sondant la multiplicité des proto-étoiles les plus jeunes. Notre étude suggère que le taux de multiplicité aux petites échelles des proto-étoiles augmente au cours de leur évolution, et favorise des scénarios dynamiques de formation des systèmes multiples. Enfin, nos résultats favorisent les scénarios magnétiques pour les stades précoces de la formation des proto-étoiles.

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Peretto, Nicolas. "Aspects dynamiques des phases précoces de la formation d'étoiles en amas." Paris 6, 2005. http://www.theses.fr/2005PA066535.

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Kristensen, Lars. "Analyse observationelle des conditions physiques dans des régions de formation stellaire galactique et extra-galactique." Phd thesis, Observatoire de Paris, 2007. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00323729.

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Abstract:

Je présente et j'analyse dans ma thèse des observations de l'émission dans l'infrarouge proche de transitions rovibrationelles de H2 dans des régions de formation stellaire. Le sujet principal de ce travail concerne de nouvelles observations du nuage moléculaire d'Orion (OMC1) et en particulier de la région BN-KL. Les données sont constituées d'images des raies individuelles de H2 obtenues à haute résolution spatiale avec le Telescope Canada-France-Hawaii et avec l'ESO VLT. Grâce à la haute résolution spatiale du VLT il est possible d'analyser en détail (jusq'à 60 UA ~0.''13) des objets individuels dans cette région. De plus, j'ai analysé l'émission de H2 et [FeII] dans des écoulements (« outflows ») présents dans deux nuages sombres (les globules de Bok BHR71 et BHR137) ainsi que dans un « blob » à haute excitation dans le grand nuage de Magellan (N159-5). Ici les données sont constituées de spectres en fente longue obtenus à l'ESO-VLT. Pour réaliser ce travail j'ai tout d'abord calculé une grille complète de modèles de chocs composée de ~25 000 simulations (correspondant à 400 Go, environ). Ces modèles qui sont les plus récents comportent un grand nombre de paramètres libres qui peuvent être ajustés. Une grande partie demon travail a été d'analyser les résultats de cette grille avant de les mettre en ligne. En effet les résultats ne sont pas tous crédibles, et il m'a donc fallu de développer des méthodes pour les vérifier. Mais avec une bonne compréhension du modèle et un solide sens de la physique des chocs, il est maintenant assez facile d'interpréter les données sur H2 et [FeII]. Les modèles me permettent ensuite de prédire les conditions physiques à grande échelle dans OMC1, par exemple la densité, la vitesse des chocs, l'intensité du champ magnétique, etc. En général la densité du milieu avant le choc est ~105-107 cm-3 et la vitesse de choc est dans la gamme 10-40 km.s-1. Un autre résultat très intéressant de mon travail est le développement d'une nouvelle méthode pour analyser les chocs en arc (« bow shocks ») observés à une haute résolution spatiale. Pour un choc en arc isolé je prédis une vitesse de choc de ~50 km.s-1 et une densité avant le choc de 5×105 cm-3. La vitesse 3D a été mesurée très récemment à 55 km.s-1. Cela donne une confirmation indépendante de nos résultats.

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Wakelam, Valentine. "Etude de la chimie du soufre dans les régions de formation stellaire de faible masse." Phd thesis, Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2004. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00007369.

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Abstract:

Les étoiles de type solaire naissent de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire. Celui-ci s'accompagne de la formation d'un coeur chaud au sein d'une protoétoile, et de régions de choc provoquées par l'éjection de matière. Dans ces environnements chauds que sont le coeur et les régions choquées, le soufre, piégé à la surface des grains de poussières, s'évapore dans le gaz, sous une forme encore inconnue. Au cours de cette thèse, j'ai étudié l'évolution chimique des différentes composantes d'une protoétoile, en m'intéressant en particulier aux molécules soufrées et à leur possible utilisation pour dater les régions chaudes. Dans un premier temps, j'ai analysé des observations millimétriques de deux régions de formation stellaire de faible masse afin de déduire et contraindre le comportement de ces molécules par rapport aux conditions physiques du gaz. A l'aide d'un modèle de transfert radiatif couplé à un modèle dynamique d'effondrement, j'ai réalisé une étude détaillée de l'émission de SO et SO2 dans les enveloppes protostellaires dans le but d'identifier des transitions permettant de déterminer les profils d'abondance de ces deux molécules dans les protoétoiles. J'ai également développé un modèle chimique qui m'a permis d'étudier en détail l'évolution des composés soufrés et ainsi de déterminer les possibilités et les limites de l'utilisation du soufre comme horloge chimique. J'ai démontré que les rapports d'abondance des molécules soufrées dépendaient plus des conditions physiques du gaz et de la forme initiale du soufre évaporé que du temps. Cependant, une étude au cas par cas sur des sources dont la structure physique est connue permettrait de contraindre à la fois l'âge des sources et la forme initiale de soufre. Des comparaisons entre observations et modèle m'ont permis d'émettre l'hypothèse que le soufre est évaporé des grains sous la forme atomique ou sous une forme rapidement détruite pour donner S.

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Alibert, Yann. "De la physique stellaire à la physique galactique : formation, évolution et pulsations stellaires. Modèles galactiques." Lyon, École normale supérieure (sciences), 2002. http://www.theses.fr/2002ENSL0191.

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Abstract:

La première partie de cette thèse traite de l'étude d'étoiles appelées Céphéides. Ces étoiles variables sont intéressantes notamment par la relation qui lie leur période de pulsation et leur luminosité. Cette relation fait des Céphéides un outil indispensable pour la mesure des distances et la mesure de la constante de Hubble. L'étude présentée ici prend en compte l'évolution stellaire, une analyse de stabilité linéaire, des modèles d'atmosphère et des spectres synthétiques. Ceci permet de déterminer de manière complètement cohérente les relations période-magnitude dans différents domaines de longueurs d'onde. Au cours de cette étude, j'ai pu montrer notamment que la métallicité a un faible effet sur la relation période-magnitude, en particulier dans le domaine des grandes longueurs d'onde. Dans la deuxième partie de cette thèse sont exposés les calculs permettant de contraindre la répartition et la masse de la matière noire baryonique Galactique, en utilisant les microlentilles gravitationnelles. J'ai étudié l'influence de la fonction de masse, en particulier dans le domaine sub-stellaire, sur l'histogramme des durées attendues des évènements microlentilles. J'ai aussi quantifié l'effet du blending sur ces mêmes histogrammes et sur la profondeur optique qui en découle. Enfin, à la suite de cette dernière partie, j'ai été amené à m'intéresser à la formation des premières étoiles de l'Univers. La fin de ce manuscript présente de début de cette étude.

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Belles, Pierre-Emmanuel. "Formation d'étoiles et d'amas stellaires dans les collisions de galaxies." Phd thesis, Université Paris Sud - Paris XI, 2012. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00770663.

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Abstract:

Les fusions sont un évènement essentiel dans la formation des grandes structures de l'Univers; elles jouent un rôle important dans l'histoire de formation et l'évolution des galaxies. Outre une transformation morphologique, les fusions induisent d'importants sursauts de formation d'étoiles. Ces sursauts sont caractérisés par des Efficacités de Formation Stellaire (EFS) et des Taux de Formation Stellaire Spécifiques (TFSS), i.e., respectivement, des Taux de Formation Stellaire (TFS) par unité de masse gazeuse et des TFS par unité de masse stellaire, plus élevés que ceux des galaxies spirales. A toutes les époques cosmiques, les galaxies à sursaut de formation d'étoiles sont des systèmes particuliers, en dehors de la séquence définie par les galaxies spirales. Nous explorons l'origine du mode de formation stellaire par sursaut, à travers trois systèmes in interaction: Arp 245, Arp 105 et NGC 7252. Nous avons combiné des observations JVLA haute résolution de la raie à 21-cm, traçant le gaz Hi diffus, avec des observations GALEX dans l'UV, traçant les jeunes régions de formation d'étoiles. Nous sommes ainsi en mesure de sonder les conditions physiques locales du Milieu InterStellaire (MIS) pour des régions de formation d'étoiles indépendantes, et d'étudier la transformation du gaz atomique en gaz dense dans différents environnements. Le rapport SFR/HI apparaît bien plus élevé dans les régions centrales que dans les régions externes, indiquant une fraction de gaz dense plus élevée (ou une fraction de gaz HI moins élevée) dans les régions centrales. Dans les régions externes des systèmes, i.e., les queues de marées, où le gaz est dans une phase principalement atomique, nous observons des rapports SFR/ HI plus élevés que dans les environnements standards dominés par le HI, i.e., les régions externes des disques de spirales et les galaxies naines. Ainsi, notre analyse révèle que les régions externes de fusions sont caractérisées par des EFS élevées, par comparaison au mode de formation stellaire standard. Observer des fractions de gaz dense élevées dans les systèmes en interaction est en accord avec les prédictions des simulations numériques; ceci résulte d'une augmentation de la turbulence du gaz durant une fusion. La fusion affecte les propriétés de formation stellaire du système probablement à toutes les échelles, depuis les grandes échelles, avec une turbulence augmentant globalement, jusqu'aux petites échelles, avec des modifications possibles de la fonction de masse initiale. A partir d'une simulation numérique haute résolution d'une fusion majeure entre deux galaxies spirales, nous analysons les effets de l'interaction des galaxies sur les propriétés du MIS à l'échelle des amas stellaires. L'accroissement de la turbulence du gaz explique probablement la formation de Super Amas Stellaire dans le système. Notre étude de la relation SFR-HI dans les fusions de galaxies sera complétée par des données HI haute résolution pour d'autres systèmes, et poussée vers des échelles spatiales encore plus petites.

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Coutens, Audrey. "La deutération de l'eau dans les régions de formation stellaire : Apport des données spectroscopiques Herschel/HIFI." Phd thesis, Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2012. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00763292.

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Abstract:

L'eau (H2O) est une des molécules les plus abondantes du milieu interstellaire. En plus d'être un ingrédient nécessaire à l'apparition de la Vie, elle joue également un rôle important dans le processus de formation stellaire à travers le refroidissement du gaz chaud et contrôle aussi la chimie de nombreuses autres espèces, que ce soit en phase gazeuse ou à la surface des grains. Étudier sa forme deutérée HDO constitue un moyen unique, à travers l'estimation du rapport HDO/H2O, de contraindre les mécanismes de formation de l'eau ainsi que de mieux comprendre l'origine de l'eau des océans terrestres. Les résultats récents obtenus avec le satellite Herschel montrent en effet que le rapport HDO/H2O observé dans les comètes est similaire à celui mesuré dans les océans (~ 1.5 10-4), suggérant que l'eau pourrait avoir été apportée sur Terre par les comètes lors de grands bombardements (Hartogh et al. 2011). Dans cette thèse, je me suis intéressée à l'étude de l'eau deutérée durant les premières étapes de la formation stellaire, la phase de Classe 0, qui précèdent la formation du disque proto-planétaire menant à la naissance des planètes et des comètes. En modélisant avec un code 1D de transfert radiatif hors-Equilibre Thermodynamique Local les profils des nombreuses raies de HDO et H218O observées avec l'instrument HIFI (Heterodyne Instrument for Far-Infrared) de l'Observatoire Spatial Herschel et des télescopes terrestres (IRAM, JCMT), j'ai déterminé des rapports HDO/H2O de la proto-étoile de type solaire IRAS 16293-2422 de l'ordre de 2% dans le hot corino, la partie interne de l'enveloppe suffisamment chaude (T>100 K) pour que les molécules d'eau collées à la surface des grains désorbent en phase gazeuse, et de 0.5% dans l'enveloppe externe plus froide. Grâce à ce travail (Coutens et al. 2012), la présence en avant-plan d'une couche d'absorption riche en eau a été mise en évidence observationnellement pour la première fois. Elle pourrait être due à des processus de photo-désorption des molécules d'eau piégées dans les manteaux de glace des grains, en bordure de nuage moléculaire, par le champ interstellaire UV. Les estimations des rapports HDO/H2O ainsi que D2O/HDO dans cette source permettent de contraindre les conditions de formation de l'eau dans ce type d'objet et suggèrent notamment que l'eau se serait probablement formée avant l'effondrement gravitationnel du nuage. Cette étude a ensuite été étendue à d'autres proto-étoiles de type solaire NGC 333 IRAS4A et NGC1333 IRAS4B pour lesquelles j'ai estimé les abondances d'eau deutérée et constaté qu'une couche d'absorption étendue entourait également ces sources. Les rapports HDO/H2O élevés de la proto-étoile IRAS 16293-2422 suggèrent que des mécanismes nécessaires à la diminution de ces rapports isotopiques prennent place entre l'étape de Classe 0 et la formation des comètes. Il faudra néanmoins étudier un plus grand échantillon de proto-étoiles pour savoir si cette tendance est générale ou non. Les abondances de HDO obtenues dans les proto-étoiles NGC1333 IRAS4A et NGC1333 IRAS4B serviront donc à de prochaines estimations des rapports HDO/H2O. Enfin, je me suis également attachée à étudier l'eau deutérée dans des sources proto-stellaires beaucoup plus massives et plus lumineuses que les proto-étoiles de type solaire et présente ici le cas de la région HII ultra-compacte G34.26+0.15.

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Le, Floch Emeric. "Activité de formation stellaire dans les galaxies lumineuses infrarouges et les galaxies-hôtes des sursauts gamma." Paris 11, 2003. http://www.theses.fr/2003PA112313.

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Abstract:

Cette thèse se propose d'étudier l'activité de formation stellaire dans les galaxies lumineuses, par l'utilisation de deux traceurs particuliers: l'émission infrarouge de la poussière chauffée par le rayonnement des étoiles jeunes, et les sursauts gamma que l'on pense être associés à la destruction cataclismique de progéniteurs massifs au sein d'environnements formant de nouvelles générations d'étoiles. A partir d'observations de galaxies actives effectuées entre 5 et 16 µm avec la caméra ISOCAM, nous montrons que le rapport entre les flux observés à 15 et 7 µm constitue un excellent indicateur de l'efficacité de ces objets à former de nouvelles étoiles. Nous étudions également le degré de contamination de la luminosité infrarouge d'une galaxie par la présence éventuelle d'un noyau actif en son centre. Nous montrons que cette contribution peut être particulièrement importante, ce qui met en évidence le risque d'une surestimation de la formation stellaire dans ce type d'objets. Dans une deuxième partie, nous décrivons les propriétés d'un échantillon de galaxies distantes sélectionnées à partir de transients de sursauts gamma. Nous montrons que ces objets ont des couleurs très bleues peu affectées par l'extinction des poussières, et des luminosités absolues plutôt faibles. Leur population diffère de celle des galaxies lumineuses et rouges observées dans les relevés infrarouges, submillimétriques et radio. Nous suggérons donc que les sursauts gamma se produisent dans des objets relativement jeunes et formant leur première génération d'étoiles à partir de milieux primitifs et peu enrichis en métaux. Ceci pourrait indiquer une possible influence des effets de métallicité, et remettrait en cause l'idée nai͏̈vement acceptée que ces phénomènes tracent la formation stellaire dans l'Univers distant indépendamment des conditions physiques propres à chaque milieu
This PhD work is devoted to the study of the star-forming activity within luminous galaxies based on the use of two specific tracers : the infrared emission from dust heated by the radiation field of young stars, and the gamma-ray bursts which are believed to be associated with the cataclismic destruction of massive progenitors within newly-formed stellar environments. Using observations of active galaxies carried out between 5 and 16 µm with the ISOCAM camera, we show that the ratio between the 15 and 7 µm observed fluxes represents an excellent indicator of the star-forming efficiency in these objects. We also study the level of contamination of the infrared luminosity within a galaxy due to the possible presence of an active nucleus in its core. We show that this contribution may be rather important, which emphasizes the dangers of an overestimation of the star-forming activity in this kind of objects. In a second part, we describe the properties of a high-redshift galaxy sample selected from gamma-ray burst transient counterparts. We show that these sources harbor very blue colors unaffected by dust extinction, and exhibit rather faint absolute luminosities. Their population differs from the one of red and luminous galaxies revealed by the infrared, submillimeter and radio deep surveys. We suggest that gamma-ray bursts originate from relatively young objets which form their first generation of stars from primordial and chemically un-enriched media. Such a result could indicate a possible influence of metalicity effects, and would question the nai͏̈vely-accepted idea that these phenomena trace the star formation in the distant Universe independently of the physical conditions characteristic to each environment

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Heinis, Sébastien. "La distribution spatiale des galaxies sélectionnées en ultraviolet intrinsèque de z =1 à z = 0 : formation stellaire et environnement." Aix-Marseille 1, 2005. http://www.theses.fr/2005AIX11043.

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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.

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Paumard, Thibaut. "Etude de la cinématique et de la population stellaire du Centre Galactique." Paris 6, 2003. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00010941.

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Bacmann, Aurore. "Contraintes sur les conditions initiales de formation stellaire à partir d'observations ISOCAM de coeurs denses en absorption." Université Joseph Fourier (Grenoble), 1999. http://www.theses.fr/1999GRE10247.

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Les etoiles se forment dans les nuages moleculaires, par effondrement gravitationnel de condensations de matiere, les coeurs denses prestellaires. Cette etape du processus de formation d'etoile est encore meconnue compte tenu de l'enfouissement de ces coeurs au sein d'un cocon de matiere. Le deroulement de l'effondrement, ainsi que celui de la phase d'accretion depend de la structure de ces objets. Afin de contraindre les conditions initiales de la formation d'etoiles, nous avons entrepris l'etude de la structure en densite d'un vaste echantillon de coeurs prestellaires que nous avons observes avec la camera isocam fonctionnant dans l'infra-rouge moyen, embarquee a bord du satellite iso. Les coeurs etant tres denses et froids, ils sont vus en absorption par rapport a un fond diffus dans l'infra-rouge moyen. Cette methode en absorption est particulierement interessante dans le cas present car elle est sensible a la structure en densite loin des centres des coeurs. L'etude de ces coeurs nous a permis de montrer que leurs profils de densite de colonne etaient composes d'une portion se rapprochant d'une loi de puissance en nh2r(1) (r etant le rayon), de confirmer l'existence d'une partie centrale plus plate, et de mettre en evidence que certains des profils de ces coeurs possedaient un bord, c'est-a-dire que la pente du profil de densite de colonne devenait plus raide qu'une loi de puissance en nh2r(2). L'existence d'un bord implique que la future proto-etoile dispose d'un reservoir de masse fini a partir duquel aura lieu l'accretion de matiere, ce qui suggere que la fonction de masse initiale est en partie determinee au stade prestellaire. La confrontation de nos resultats avec differents modeles de structure de coeurs montre que les profils de densite de colonne obtenus sont compatibles avec les modeles magnetiques de diffusion ambipolaire, meme si ceux-ci necessitent un champ magnetique bien plus fort que ceux que l'on mesure dans ce type de regions.

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Cañameras, Raoul. "Zooming in on star formation in the brightest galaxies of the early universe discovered with the Planck and Herschel satellites." Thesis, Université Paris-Saclay (ComUE), 2016. http://www.theses.fr/2016SACLS237/document.

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Abstract:

Les galaxies amplifiées par lentillage gravitationnel fort offrent une opportunité exceptionnelle pour caractériser la formation stellaire intense au sein des galaxies poussiéreuses les plus distantes. Dans les cas les plus favorables, il est possible d'étudier les mécanismes qui régissent la formation stellaire jusqu'aux échelles des régions de formation d'étoiles individuelles. Les alignements fortuits entre ces galaxies actives et des structures d'avant-plan produisant des facteurs d'amplification par lentillage gravitationnel >> 10 restent néanmoins très rares. L'échantillon des Planck's Dusty GEMS (Gravitationally Enhanced subMillimeter Sources), découvert par le relevé de ciel complet du satellite Planck dans le domaine sub-millimétrique, contient onze galaxies à haut décalage spectral extrêmement brillantes. Leurs densités de flux à 350 microns se situent entre 300 et 1000 mJy, au-delà de la plupart des sources lentillées précédemment découvertes par les relevés en infrarouge lointain et sub-millimétrique. Six d'entre elles dépassent la limite en complétude à 90% du catalogue de sources ponctuelles détectées par Planck (PCCS), indiquant qu'elles sont parmi les plus brillantes sources lointaines sélectionnées par leur formation stellaire intense. Cette thèse s'intègre dans le suivi multi-longueur d'onde de cet échantillon exceptionnel, destiné à sonder les propriétés globales des sources d'arrière-plan et à contraindre les configurations de lentillage. Premièrement, j'utilise de l'imagerie et de la spectroscopie en visible et en infrarouge proche et moyen pour caractériser les structures formant la lentille et pour construire des modèles de lentillage gravitationnel complets. J'en déduis que les onze GEMS sont effectivement alignées avec des surdensités de matière en avant-plan, soit des galaxies massives et isolées, soit des groupes ou amas de galaxies. Ces objets amplifiants contiennent des populations d'étoiles évoluées et âgées de plusieurs milliards d'années, indiquant qu'il s'agit de galaxies précoces. De plus, la modélisation détaillée de l'effet de lentillage vers les GEMS suggère que les amplifications atteignent systématiquement des facteurs > 10, et > 20 pour certaines lignes de visée. Deuxièmement, nous observons dans les domaines infrarouge lointain et millimétrique pour caractériser les sources d'arrière-plan. Les données en interférométrie de l'IRAM et du SMA à des résolutions inférieures à la seconde d'arc montrent que les GEMS ont des morphologies très déformées, preuve de fortes distorsions gravitationnelles. J'obtiens des températures de poussières de 33 à 50 K et des luminosités atteignant 2x10^14 luminosités solaires en infrarouge lointain, sans corriger du facteur d'amplification. La relation entre températures de poussières et luminosités infrarouge confirme également que, pour une température donnée, les GEMS sont plus brillantes que les galaxies similaires non lentillées. Je conclus qu'à ces longueurs d'onde, le chauffage des poussières semble être dominé par l'activité de formation stellaire avec une contamination par d'éventuels noyaux actifs systématiquement inférieure à 30%. Nous trouvons des décalages vers le rouge compris entre 2.2 et 3.6 grâce à la détection d'au moins deux raies d'émission du gaz atomique ou moléculaire par source. Finalement, je cible les trois sources lentillées de l'échantillon ayant les propriétés les plus remarquables. En particulier, la plus brillante d'entre elles s'avère être un sursaut présentant des densités de formation stellaire proches de la limite d'Eddington, et permet de sonder la naissance des étoiles dans ses phases les plus extrêmes
Strongly gravitationally lensed galaxies offer an outstanding opportunity to characterize the most intensely star-forming galaxies in the high-redshift universe. In the most extreme cases, one can probe the mechanisms that underlie the intense star formation on the scales of individual star-forming regions. This requires very fortuitous gravitational lensing configurations offering magnification factors >> 10, which are particularly rare toward the high-redshift dusty star-forming galaxies. The Planck's Dusty GEMS (Gravitationally Enhanced subMillimeter Sources) sample contains eleven of the brightest high-redshift galaxies discovered with the Planck sub-millimeter all-sky survey, with flux densities between 300 and 1000 mJy at 350 microns, factors of a few brighter than the majority of lensed sources previously discovered with other surveys. Six of them are above the 90% completeness limit of the Planck Catalog of Compact Sources (PCCS), suggesting that they are among the brightest high-redshift sources on the sky selected by their active star formation. This thesis comes within the framework of the extensive multi-wavelength follow-up programme designed to determine the overall properties of the high-redshift sources and to probe the lensing configurations. Firstly, to characterize the intervening lensing structures and calculate lensing models, I use optical and near/mid-infrared imaging and spectroscopy. I deduce that our eleven GEMS are aligned with intervening matter overdensities at intermediate redshift, either massive isolated galaxies or galaxy groups and clusters. The foreground sources exhibit evolved stellar populations of a few giga years, characteristic of early-type galaxies. Moreover, the first detailed models of the light deflection toward the GEMS suggest magnification factors systematically > 10, and > 20 for some lines-of-sight. Secondly, we observe the GEMS in the far-infrared and sub-millimeter domains in order to characterize the background sources. The sub-arcsec resolution IRAM and SMA interferometry shows distorded morphologies which definitively confirm that the eleven sources are strongly lensed. I obtain dust temperatures between 33 and 50 K, and outstanding far-infrared luminosities of up to 2x10^14 solar luminosities before correcting for the gravitational magnification. The relationship between dust temperatures and far-infrared luminosities also confirms that the GEMS are brighter than field galaxies at a given dust temperature. I conclude that dust heating seems to be strongly dominated by the star formation activity with an AGN contamination systematically below 30%. We find secure spectroscopic redshifts between 2.2 and 3.6 for the eleven targets thanks to the detection of at least two CO emission lines per source. Finally, I focus on the three gravitationally lensed sources showing the most remarkable properties including the brightest GEMS, a maximal starburst with star formation surface densities near the Eddington limit

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LUCE, JEAN-FRANCOIS. "Observations dans l'ultraviolet de l'amas de coma : effet de l'environnement sur la formation stellaire dans les galaxies d'amas." Nice, 1993. http://www.theses.fr/1993NICE4630.

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Les populations de galaxies presentent des differences systematiques en fonction de l'environnement. Dans cette these nous avons cherche a mettre en evidence l'influence de l'environnement sur la formation stellaire des galaxies en comparant l'activite de la formation stellaire d'une population de galaxies isolees a celle de deux types de populations de galaxies d'amas: abell 1367 peu concentre, riche en spirales et coma tres dense, riche en elliptiques. L'echantillon de galaxies de l'amas de coma est constitue d'objets detectes et mesures apres traitement des images issues des observations a 2000 a effectuees avec l'experience stratospherique foca developpee par le laboratoire d'astronomie spatiale et l'observatoire de geneve. En utilisant le rapport du taux de formation stellaire (calcule a partir du flux a 2000 a) sur la masse d'hydrogene atomique comme indicateur de l'efficacite de la formation stellaire, nous montrons qu'en moyenne l'efficacite est identique pour l'echantillon de galaxies isolees et celui des galaxies d'amas. Cependant, on note une decroissance de l'efficacite des galaxies du centre vers le bord, similaire dans nos deux amas. Cette tendance demeure lorsqu'on utilise, mais avec moins d'objets disponibles, le rapport du taux de formation stellaire sur la masse totale de gaz (hydrogene atomique plus hydrogene moleculaire) comme indicateur de l'efficacite

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Pomarès, Mélanie. "La formation stellaire induite par les régions H II dans notre galaxie : questions posées et éléments de réponse." Aix-Marseille 1, 2009. http://theses.univ-amu.fr.lama.univ-amu.fr/2009AIX11075.pdf.

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Abstract:

Cette thèse présente une étude de la formation stellaire induite par l'expansion de régions d'hydrogène ionisé (régions H II) dans la galaxie. J'utilise pour ce travail un échantillon de 8 régions H II. Après avoir justifié le choix de ces régions, je montre les avantages d'une étude multi-longueurs d'onde. Nous montrons que l'accumulation de matière autour des régions H II semble avoir lieu systématiquement, en accord avec la théorie d'accumulation et effondrement (collect & collapse). Les observations moléculaires montrent l'association de la coquille collectée avec la région ionisée. De plus, cette coquille semble fragmentée dans de nombreux cas. De la formation stellaire est observée en direction des régions H II: l'expansion de ces régions semble pouvoir créer les conditions physiques nécessaires à la formation de jeunes amas stellaires et d'étoiles massives de seconde génération. Plusieurs processus de formation stellaire semblent être à l'œuvre autour d'une même région. L'étude spectroscopique dans la bande K d'étoiles excitatrices a montré que les vents de ces étoiles ont un rôle négligeable dans l'expansion des régions H II RCW 79, RCW 82 et RCW 120. L'étude des spectres de sources jeunes observées autour de ces régions a confirmé l'association de la majorité des sources avec les régions HII. Dans le futur, les données de la mission spatiale infrarouge Herschel permettront de couvrir une plus large gamme de longueur d'onde. Il sera donc possible de mieux contraindre les propriétés des jeunes objets stellaires, notamment leur masse et leur état d'évolution, grâce à une meilleure couverture de leur distribution spectrale d'énergie
This thesis presents a study of star formation triggered by the expansion of ionized hydrogen (H II) regions in the milky way. For this work a sample of 8 H II regions is used. The choice of these regions is discussed, and we show the benefits of a multi-wavelengths study. We show that the accumulation of material around HII regions seems to work in all cases, in agreement with the collect and collapse theory. Molecular observations in the direction of the collected shell show the true association with the ionized region. Moreover, this shell seems to be fragmented. Several processes can lead to the formation of fragments; these processes are confronted to observations. Star formation activity is observed in the direction of H II regions. Their expansion seems to fitful the physical conditions needed for the formation of a second generation of young clusters and massive stars. A spectroscopic study of exciting stars in the K-band has shown that stellar winds do not play a crucial role in the dynamics of the three studied regions RCW 79, RCW 82 and RCW 120. The spectroscopic study of young stellar objects has confirmed the association of most sources with the H II regions. The infrared satellite Herschel will allow to cover a larger wavelength range. It will improve the constraints of young sources properties, like their mass and their evolutionary stage, thanks to a better coverage of their spectral energetic distribution

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Miret, Roig Núria. "COSMIC-DANCE : A comprehensive census of nearby star forming regions." Thesis, Bordeaux, 2020. http://www.theses.fr/2020BORD0327.

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Comprendre comment se forment les étoiles est l’une des questions fondamentales auxquelles l’astronomie entend répondre. Malheureusement, nous ne pouvons pas étudier la formation stellaire en temps réel et différentes méthodes indirectes doivent être utilisées pour faire la lumière sur ce sujet. L’objectif principal de cette thèse est de déterminer la fonction de masse initiale, la distribution de masse des étoiles à leur naissance, dans différentes associations et régions de formation d’étoiles. La fonction de masse est le produit direct de la formation stellaire et constitue donc un paramètre d’observation fondamental pour contraindre les théories de formation stellaire et sous-estellaire. Nous nous sommes concentrés sur l’amas ouvert de 30 Ma IC 4665 et la région de formation d’étoiles de 1 - 10 Ma de Upper Scorpius (USC) et r Ophiuchi (r Oph). Nous avons combiné l’astrométrie et la photométrie de Gaia Data Release 2 avec nos observations au sol pour préparer un catalogue profond et étendu de chaque région. Ensuite, nous avons calculé les probabilités d’appartenance en utilisanttoute l’astrométrie et la photométrie disponibles et identifié les membres à haute probabilité. Nous avons utilisé la liste finale des membres pour estimer la distribution de magnitude, et les fonctions de luminosité et masse de ces associations. Alors que la première a l’avantage d’être indépendante des modèles d’évolution, tandis que les fonctions de luminosité et de masse peuvent être utilisées pour contraindre les mécanismes de formation d’étoiles. L’étude d’IC 4556 nous a permis d’identifier des objets sous-stellaires, sans pour autant pouvoir fournir un recensement complet dans ce domaine de masse. Dans USC et r Oph, nous avons identifié une population très riche d’objets sous-stellaires, significativement plus nombreux que les prédictions des modèles de formation par effondrement de coeurs moléculaires, suggérant que la formation de naines brunes et d’objets de masses planétaires isolés par des phénomènes d’éjection dans des systèmes planétaires a une contribution importante et du même ordre que l’effondrement des coeurs moléculaires à la population finale d’objets dans un amas. L’âge est un paramètre fondamental pour étudier la formation et l’évolution des étoiles pour plusieurs raisons: premièrement puisqu’il établit une échelle de temps sur laquelle placer les observations. Deuxièmement car il est essentiel pour convertir les luminosités en masses, avec l’aide de modèles d’évolution stellaire. Les incertitudes sur l’age de USC et r Oph se traduisant en erreurs importantes dans notre estimation de la fonction de masse, j’ai développé une stratégie d’étude de "l’âge dynamique" au moyen d’une analyse orbitale de traçage des mouvements des membres d’associations jeunes. J’ai ainsi mis au point une stratégie incluant i) les observations et la recherche de données dans les archives publiques, ii) la réduction et l’analyse des spectres échelles obtenus; iii) et l’analyse dynamique, pour déterminer l’âge d’une association. La méthodologie, développée avec l’association b Pictoris (b Pic), est prête à être appliquée à d’autres régions et en particulier à USC et r Oph. Les membres que nous avons identifiés sont par ailleurs d’excellentes cibles pour des études complémentaires telles que la recherche de disques (produit également fondamental de la formation stellaire), d’exoplanètes, de système multiples, mais aussi pour la caractérisation des atmosphères et propriétés physiques des naines brunes et des planètes errantes. [...]
Understanding how stars form is one of the fundamental questions which astronomy aims to answer. Currently, it is well accepted that the majority of stars form in groups and that their predominant mechanism of formation is the core-collapse. However, several mechanisms have been suggested to explain the formation of substellar objects, and their contribution is still under debate. The main goal of this thesis is to determine the initial mass function, the mass distribution of stars at birth time, in different associations and star-forming regions. The mass function constitutes a fundamental observational parameter to constrain stellar and substellar formation theories since different formation mechanisms predict different fraction of stellar and substellar objects. We used the Gaia Data Release 2 catalogue together with ground-based observations from the COSMIC-DANCe project to look for high probability members via a probabilistic model of the distribution of the observable quantities in both the cluster and background populations. We applied this method to the 30 Myr open cluster IC 4665 and the 1 - 10 Myr star-forming region Upper Scorpius (USC) and r Ophiuchi (r Oph). We found very rich populations of substellar objects which largely exceed the numbers predicted by core-collapse models. In USC, where our sensitivity is best, we found a large number of free-floating planets and we suggest that ejection from planetary systems must have a similar contribution than core-collapse in their formation. The age is a fundamental parameter to study the formation and evolution of stars and is essential to accurately convert luminosities to masses. For that, we also presented a strategy to study the dynamical traceback age of young local associations through an orbital traceback analysis. We applied this method to determine the age of the b Pictoris moving group and in the future, we plan to apply it to other regions such as USC. The members we identified with the membership analysis are excellent targets for follow-up studies such as a search for discs, exoplanets, characterisation of brown dwarfs and free-floating planets. I this thesis, we presented a search for discs hosted by members of IC 4665 and we found six excellent candidates to be imaged with ALMA or the JWST. The tools we developed, are ready to be used in other regions such as USC and r Oph, where we expect to find a larger number of disc-host stars

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Zappelli, Alexandre. "Etude de l'intensité de la formation stellaire globale dans l'univers proche à partir d'un échantillon de galaxies sélectionnées par l'ultraviolet lointain." Aix-Marseille 1, 2001. http://www.theses.fr/2001AIX11039.

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Abstract:

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.

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Combet, Céline. "Etude analytique et numérique des flots autour des étoiles jeunes." Phd thesis, Université Paris Sud - Paris XI, 2006. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00090716.

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Abstract:

Ce travail de thèse, s'intéresse dans deux parties distinctes à deux thématiques astrophysiques indépendantes : i) certains aspects de la formation stellaire sont traités dans une première partie, alors que la seconde, plus modeste, s'intéresse au rayonnement cosmique.

Lorsqu'une étoile se forme, alors que l'accrétion sur l'objet central se poursuit, de gigantesques éjections de matière se produisent sous forme de jets et flots moléculaires bipolaires. Après une
introduction donnant une vision globale de tous les éléments
impliqués dans la formation stellaire, nous présentons les modèles "standards" pour les flots moléculaires. Dans un
troisième temps, nous construisons un modèle alternatif et complémentaire aux approches standards~: le modèle de transit. Il s'agit d'un modèle MHD, autosimilaire et qui considère le renversement d'un partie de l'écoulement lorsque le gaz en chute
approche de l'objet central. Les résultats montrent notamment que le modèle permet de rendre compte des taux de masses observés lors de la formation des étoiles massives, taux que les modèles standards atteignent difficilement. Le modèle est étudié de façon
extensive grâce à une exploration Monte Carlo de l'espace des paramètres et la mise en évidence de deux grandes familles de solutions. Le modèle de transit donne une description à grande échelle de l'environnement proto-stellaire et montre une forte structuration du milieu autant en densité qu'en vitesse. C'est dans un tel milieu que le jet issu du disque d'accrétion se propage, et une étude numérique préliminaire de cette propagation montre que la morphologie et la cinématique du jet est fortement affectée par le milieu ambiant. Nous en déduisons l'importance d'avoir un bonne description de ce dernier et la nécessité de ne pas se contenter des milieux "uniformes et au repos" généralement considérés.

La seconde partie est consacrée à la partie nucléaire du rayonnement cosmique Galactique. Ce "rayonnement" est constitué de noyaux qui se sont propagés dans la Galaxie et son halo diffusif, après avoir été accélérés dans les chocs de supernovae. Certains de ces noyaux atteignent la Terre où ils
sont détectés. Comprendre la propagation de ces noyaux est essentiel pour remonter, à partir des mesures, aux abondances des noyaux dans les sources. Dans ce travail, nous nous intéressons spécifiquement au cas des noyaux lourds, en connection avec l'expérience UHCRE, et regardons comment la structure locale de la Galaxie, la "bulle locale", affecte la propagation des lourds. Nous trouvons que la sous-densité locale du voisinnage solaire joue effectivement un rôle dans la détermination des abondances sources et que l'effet tend à réduire les différences entre les abondances sources et les abondances solaires des noyaux. Nous donnons enfin dans un dernier chapitre quelques perspectives pour la poursuite de cette étude.

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Coleiro, Alexis. "Formation, évolution et environnement des binaires X de grande masse." Phd thesis, Université Paris-Diderot - Paris VII, 2013. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00943762.

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Abstract:

Les binaires X de grande masse (HMXBs pour High-Mass X-ray Binaries en anglais), constituées d'un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) orbitant autour d'une étoile massive, ont un intérêt fondamental dans l'étude des processus d'accrétion/éjection autour d'un objet compact. Par ailleurs, des études observationnelles récentes prouvent qu'une majorité d'étoiles massives vivent en couple et connaissent des transferts de matière au cours de leur vie. De ce fait, comprendre l'évolution des HMXBs ainsi que leur interaction avec l'environnement proche permet de mieux cerner l'évolution des couples stellaires les plus massifs, possibles progéniteurs de sursauts gamma et émetteurs d'ondes gravitationnelles lors de leur coalescence. Plus largement, la connaissance de l'évolution des étoiles binaires massives en interaction est cruciale pour caractériser correctement les galaxies lointaines. Comment ces sources évoluent-elles ? Où sont-elles situées dans la Galaxie ? Quelles sont leurs propriétés principales ? Quelle est l'influence de leur environnement proche ? Quel est leur impact sur le milieu interstellaire? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en adoptant deux approches complémentaires : d'une part une étude statistique de la population Galactique de binaires X de grande masse et d'autre part une étude multi-longueurs d'onde de sources prises individuellement.

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Nehlig, François. "Le gaz dans les galaxies spirales de l'univers local : modélisation d'observations radio et étude des lois de formation stellaire dans les galaxies perturbées." Thesis, Strasbourg, 2015. http://www.theses.fr/2015STRAE014/document.

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Abstract:

Le milieu interstellaire (MIS) des galaxies spirales joue un rôle primordial dans l'évolution des galaxies. Nous nous sommes attachés au cours de cette thèse à caractériser le lien existant entre le MIS dans les galaxies spirales et l'efficacité de la formation stellaire. Dans une première partie, nous étudions la morphologie du disque de gaz atomique de la galaxie spirale fortement inclinée NGC 2683, à l'aide d'un modèle de déprojection de cubes de données radio. Cette étude permet notamment de rendre compte de l'histoire d'accrétion de gaz dans ce système. Dans une seconde partie, nous nous intéressons aux conséquences de la compression du MIS qui peut avoir lieu dans des galaxies situées dans des environnements denses. Notre approche fait usage à la fois de données multilongueur d'onde de galaxies subissant la compression de leur MIS (avec notamment de nouvelles observations millimétriques), de simulations dynamiques de ces galaxies ainsi que d'un modèle analytique donnant accès à la physique aux petites échelles. Notre thèse montre la complémentarité de l'utilisation d'observations, de la modélisation de ces observations et de simulations dynamiques dans l'étude du MIS des galaxies spirales
The interstellar medium (ISM) of spiral galaxies plays a key role in galaxy evolution. Throughout this thesis we characterized the link between the ISM of spiral galaxies and the star formation efficiency. In a first part, we studied the atomic gas distribution of the highly inclined spiral galaxy NGC 2683, with a deprojection model of radio data cubes. This study gives insight on the gas accretion history in this galaxy. In a second part of this work, we examined the compression effects of the ISM, which occurs in galaxies located in dense environment. Our approach makes use of both a multiwavelength data set of galaxies enduring ISM compression (including new millimeter observations), and dynamical simulations of these galaxies combined with an analytical model which gives access to small scale physics. Our thesis shows the complementarity of high quality observations together with modelisation of these observations and dynamical simulations in the study of the ISM in spiral galaxies

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Schuller, Frédéric. "La formation d'étoiles massives dans la Galaxie vue par le relevé infrarouge ISOGAL." Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 2002. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00003754.

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Abstract:

Cette thèse porte sur l'étude de la formation stellaire récente dans la Galaxie à l'aide du relevé d'imagerie infrarouge ISOGAL, constitué de ~400 observations ISOCAM à 7 ou 15 microns réparties dans le Bulbe et le Disque Galactiques. La réduction critique de ces données et l'extraction des sources ponctuelles par une procédure d'ajustement de PSF a permis la publication d'un catalogue d'environ 100 000 sources. On interprète la plupart de ces sources comme des étoiles en fin d'évolution, dans le stade RGB ou AGB, mais quelques milliers d'entre elles correspondent probablement à des objets stellaires jeunes enfouis dans des enveloppes de poussière. Dans le bulbe Galactique interne, 300 sources ISOGAL sont considérées comme des étoiles en formation, et plus de 200 sources brillantes détectées par ISO ou par MSX sont interprétées comme des supergéantes M ou des AGB massives. Un taux moyen approximatif de formation stellaire au cours du dernier million d'années dans cette région est déduit de cet échantillon de sources jeunes. Son estimation approchée au cours des ~50 derniers millions d'années est également déduit de l'inventaire des sources considérées comme supergéantes M. La sélection des objets jeunes dans l'ensemble du relevé ISOGAL conduit actuellement à une liste de ~700 candidats, dont une centaine - en dehors du bulbe interne - montrent toutes les caractéristiques des objets jeunes enfouis. La nature des autres est plus incertaine, et ne pourra être déterminée que par des observations complémentaires. La détermination de la nature d'un grand nombre d'autres sources, en particulier faibles et détectées seulement à 15 microns, reste également incertaine.

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Bouret, Jean-Claude. "Formation des raies dans les vents des étoiles Ae/Be de Herbig." Université Joseph Fourier (Grenoble), 1998. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00723782.

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Abstract:

Les etoiles ae/be de herbig, etoiles pre-sequence principale de masse intermediaire (25 m#. ), ont une activite intense et des vents stellaires importants, dont l'origine reste mysterieuse. Nous avons etudie la formation des raies dans les vents de ces etoiles. La modelisation des raies de resonance de civ, mgii et les raies et continus de l'hydrogene, pour un echantillon representatif d'etoiles, a permis de montrer que ces vents ont la meme structure generale. Nous obtenons des taux de perte de masse en accord avec les observations. La quantite d'energie dissipee dans le vent a ete estimee par le calcul des pertes radiatives. Les valeurs obtenues sont superieures a celles proposees par les modeles bases sur des disques d'accretion ou la rotation interne de l'etoile comme source d'energie. La modelisation de la raie 1240 a de nv dans le vent d'ab aur, observee avec le telescope spatial hubble, nous a conduit a developper une methode pour simuler la presence de globules chauds crees par des chocs. Cela nous a aussi permis d'expliquer l'emission x observee par rosat. Les pertes radiatives dues a ces chocs sont superieures a l'energie cinetique disponible dans le vent ; d'autres processus dissipatifs sont donc a l'oeuvre dans cette etoile. Ce travail constitue la premiere etape vers la prise en compte des ecarts a la symetrie spherique dans le vent d'ab aur. L'etude de la raie he i d3 a permis de poser les premieres contraintes sur la physique a la base du vent d'ab aur. Pour former une composante en emission decalee vers le bleu conforme aux observations, il est necessaire de considerer des gradients de vitesse et des taux de perte de masse tres eleves, ce qui montre que le vent d'ab aur est tres heterogene, meme ou il prend naissance. Ces resultats representent un ensemble de contraintes fortes, sur lequel il est desormais possible de s'appuyer pour mener a bien une etude theorique des vents des etoiles ae/be de herbig.

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Schworer, Guillaume. "Interferometric observations to analyze circumstellar environments and planetary formation." Thesis, Paris Sciences et Lettres (ComUE), 2016. http://www.theses.fr/2016PSLEO018/document.

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Abstract:

La poussière et le gaz qui entourent beaucoup d'étoiles jeunes sont d'un intérêt critique pour comprendre la formation planétaire ; ils représentent les conditions initiale de la formation planétaire. Les disques proto-planétaire ont une structure riche, avec différents processus physiques à l'oeuvre dans différentes régions du disque. Les grandeurs en jeu s'étalent sur 2 à 5 ordres de grandeur en échelles spatiales, période orbitale, températures, et bien plus en ce qui concerne la densité de gaz et poussière. Les variations extrêmes de ces paramètres clés impliqués dans la structure et la compositions de ces objets implique nécessairement l'utilisation combinée de différentes techniques d'observation.Cette recherche se base sur l'utilisation de nouvelles données d'imagerie et de masquage de pupille (SAM) en bandes K, L et M, de spectres entre 3 et 4 microns, en plus d'images à 8.6 et 18.7 microns et de données de densité spectrale de flux (SED) issus de la littérature. Ces données des UV aux longueurs d'ondes millimétriques ont permis de construire une nouvelle compréhension de l'objet IRS-48, et de mettre en avant l'équilibre subtil des processus physiques en jeu. Ce travail a permis d'imager pour la première fois l'intégralité spatiale d'un disque composé d'hydrocarbures polycyclique aromatique (PAH) et de très petits grains (VSG) autour d'un objet stellaire jeune. Il propose un modèle révisé pour cet objet de façon à expliquer l'environnement riche et complexe de gaz et poussières observé en proche infrarouge et en ondes millimétriques, et pose des limites sur la quantité attendue de grains silicatés - synonymes de renouvelle du disque - qui peut se trouver dans ce disque de PAH/VSG.Une modélisation en transfert radiatif de la structure du disque et de la composition des grains converge vers un disque externe à 55 AU composé de grains classiques, en plus d'un disque non-sédimenté de PAH et VSG dont les bords internes et externes sont résolus: 11 et 26 AU. Une étoiles plus brillante - donc plus large - associée à une adaptation des courbes de rougissement permet d'expliquer les flux observés dans le proche-infrarouge: le disque très interne à l'étoile, à 1 AU environ, n'est plus nécessaire. Les nouveaux paramètres stellaire permettent d'estimer un âge de 4 millions d'années pour cet objet, beaucoup plus jeune que les estimations précédentes, et en meilleur accord avec l'environnement direct de l'étoile et les statistiques de dispersion de tels disques. L'utilisation de clôtures de phase a permis de détecter deux sur-brillance au sein du disque de PAH, dont la température de couleur correspond à la température de ce disque trouvé grâce au transfert radiatif. Une sur-brillance suit une orbite circulaire sous-Keplerienne. Ce travail a permis de montrer qu'une quantité limitée de grains classiques silicatés pouvait être localisé dans le disque de PAH, avec un facteur de déplétion de 5-6 par rapport aux abondances classiques de poussière-à-PAH. Un compagnon d'environ 3 masses de Jupiter sur une orbite à 40 AU est compatible avec la nouvelle structure du disque et l'observation précédente d'une asymétrie de grain millimétriques.Le disque d'IRS-48 est dépourvu de poussière dans ses premiers 55 AU, à l'exception de 3.7e-10 masses solaire d'une mixture de PAH neutres et ionisés, et de VSG. Ceci place IRS-48 au stade final des disques de transition, alors que la photo-evaporation commence à dominer l'évolution du disque jusqu'à provoqué sa dispersion. Etant donné le fort environnement radiatif, the doctorat permet aussi de mettre en avant un probable renflouement du disque interne de PAH et VSG par le disque externe grâce à des effets gravitationnels induits par le compagnon
The dust- and gas-rich disks surrounding numerous pre-main-sequence stars are of key interest for unveiling how planetary system are formed; they are the initial conditions for planetary formation. Protoplanetary disks have a rich structure, with different physics playing a role in different regions of the disk. The dynamic ranges involved span two to five orders of magnitudes on spatial scales, orbital times, temperatures, and much more in dust- or gas-densities. The extreme dynamic ranges involved in the structure and composition of these objects mean that very different observational techniques have to be combined together to probe their various regions.This PhD makes use of new K, L and M-band imaging and Sparse-Aperture-Masking (SAM) Interferometric measurements, 3-4 micron spectroscopy, together with published 8.6 and 18.7 micron images and spectral energy distribution (SED) fluxes from UV to mm-wavelength to instruct a new comprehension of the famous IRS-48 object, and uncover the delicate balance of physical processes at stake.This PhD reports the first ever direct imaging of the full extents of a polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) and very small grains (VSG) ring in a young circumstellar disk, presents a revised model for the IRS-48 object to explain the rich and complex dust- and gas-environment observed from near-infrared to centimeter wavelengths, and sets limits on how much silicates grains - hence replenishment - is to be expected in the PAH and VSG ring.Radiative transfer modelling of the disk-structure and grains compositions converges to a classical-grains outer-disk from 55 AU combined with an unsettled VSG & PAH-ring, where the inner- and outer-rim are resolved: 11 and 26 AU. A brighter hence larger central-star with modified extinction parameters accounts for the near-infrared flux observed in the SED: the inner-most disk at ~1 AU is not needed. The revised stellar parameters place this system on a 4 Myr evolutionary track, much younger than the previous estimations, in better agreement with the surrounding region and disk-dispersal observations. Using closure-phases, two over-luminosities are found in the PAH-ring, at color-temperatures consistent with the radiative transfer simulations; one follows a sub-Keplerian circular orbit. This PhD also shows that only very few settled thermal silicates can be co-located with the PAH-ring, with a depletion factor of ~5-6 compared to classical circumstellar dust-to-PAH abundances. A ~3 Jupiter-masses companion on a 40 AU orbit is compatible with the new disk structure and the previous mm-grains asymmetry.The IRS-48 disk is found to be void of dust-grains in the first 55 AU, except for a 3.7e-10 Solar-masses of a mixture of ionized and neutral PAH, and VSG. This places IRS-48 at the final stage of transition disks, when photo-evaporation dominates the disk evolution and eventually causes dispersal. Given the highly radiating environment, this PhD also highlights the probable replenishment of the inner PAH & VSG-ring through the channeling of such particles from the outer reservoir, due to the on-going accretion on the companion

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Al-Edhari, Ali Jaber. "Complex organic molecules in solar-type star forming regions." Thesis, Université Grenoble Alpes (ComUE), 2016. http://www.theses.fr/2016GREAY048/document.

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Abstract:

Le but de la présente thèse est l'étude de la compléxité moléculaire dans les régions de formation stellaires. Cette thèse s'axe sur deux classes de molécule aux caractéristiques prébiotiques : les molécules organiques complexes et les cyanopolyynes.Dans ce contexte, j'ai analysé des données d'un seul échantillon de relevés spec- traux en exploitant des codes de transfert radiatif à l'équilibre thermodynamique local (LTE) et/ou non-LTE pour deux sources : une proto-étoile de type solaire dans un environnement calme (IRAS 16293-2422) et un proto-ama constitué de proto-étoile de type solaire (OMC2-FIR4).L'objectif est de trouver des similar- ités et des différences entre ces deux cas.J'ai utilisé des données issu de deux relevés spectraux : TIMASSS (The IRAS16293-2422 Millimeter And Submilimeter Spectral Survey) réalisés en 2011 (Caux et al. 2011), et ASAI(Astrochemical Surveys At IRAM) réalisés pen- dant la période 2013-2015 (eg Lopez-Sepulcre et al.2015). J'ai extrais les lignes (identification et intensité intégrée) en utilisant le paquet disponible publique- ment : CASSIS (Centre d'Analyse Scientifique de Spectres Infrarouges et Sub- millimetrique). Pour finir, j'ai utilisé le paquet GRAPES (GRenoble Analysis of Protostellar Envelope Spectral) afin de modéliser la distribution spectrale énergétique de ligne (SLED) des molécules détectées, mais aussi afin d'estimer leurs abondances à travers l'envelope de IRAS16293 et du coeur chaud OMC2- FIR4.Les principaux résultats de la thèse sont :1. Le premier recensement complet des molecules organiques complexes (COMs) dans IRAS162932. La première détéction de COMs dans l'enveloppe froide d'une proto-étoile de type solaire (IRAS16293-2422) supportant l'idée qu'un méchanisme de formation, relativement efficace pour les COMs détectées, doit exister en phase gazeuse froide.3. La découverte d'une fine corrélation entre le diméthyle-éther (DME) et le méthyle-formate (MF) suggère une relation mère fille entre ces deux espèces.4. La detection de formamide, espèce avec un très fort potentiel prébiotique, dans plusieurs protoétoiles incluant IRAS16293-2422 et OMC2-FIR4.5. Le recensement complet des cyanopolyynes dans IRAS16293 et OMC2- FIR4 avec la détection de HC3N, HC5N, DC3N et pour OMC2-FIR4: le C13 isotopologue du HC3N cyanopolyynes.Ces résultats sont le sujet principal de deux publications (Jaber et al.2014, ApJ; Lopez-Sepulcre, Jaber et al.2015,MNRAS), un article accepté (Jaber et al., A & A) et un article à soumettre (Jaber et al. A & A)
The present PhD thesis goal is the study of the molecular complexity in solar type star forming regions. It specifically focuses on two classes of molecules with a pre-biotic value, the complex organic molecules and the cyanopolyynes.At this scope, I analyzed data from single-dish spectral surveys by means of non-LTE or/and non-LTE radiative transfer codes in two sources, a solar type protostar in an isolated and quiet environment (IRAS16293-2422) and a proto-cluster of solar type protostars (OMC2-FIR4). The goal is to find similarities and differences between these two cases.I used data from two spectra surveys: TIMASSS (The IRAS16293-2422 Millimeter And Submillimeter Spectral Survey), which has been carried out in 2011 (Caux et al. 2011), and ASAI (Astrochemical Surveys At IRAM), which has been carried out in 2013-2015 (e.g. Lopez-Sepulcre et al. 2015).I extracted the lines (identification and integrated intensity) by means of the publicly available package CASSIS (Centre dAnalyse Scientifique de Spectres Infrarouges et Submillimtriques).Finally, I used the package GRAPES (GRenoble Analysis of Protostellar Envelope Spectra) to model the Spectral Line Energy Distribution (SLED) of the detected molecules, and to estimate their abundance across the envelope and hot corino of IRAS16293-2422 and OMC2-FIR4, respectively.The major results of the thesis are:1) The first full census of complex organic molecules (COMs) in IRAS16293-2422;2) The first detection of COMs in the cold envelope of a solar type protostar (IRAS16293-2422), supporting the idea that a relatively efficient formation mechanism for the detected COMs must exist in the cold gas phase;3) The discovery of a tight correlation between the dimethyl ether (DME) and methyl format (MF), suggesting a mother-daughter relationship;4) The detection of formamide, a species with a very high pre-biotic value, in several protostars, included IRAS16293-2422 and OMC2-FIR4;5) The full census of the cyanopolyynes in IRAS16293-2422 and OMC2-FIR4, with the detection of HC3N and HC5N, DC3N and, for OMC2-FIR4, the 13C isotopologue of HC3N cyanopolyynes.These results are the focus of two published articles (Jaber et al. 2014, ApJ; Lopez-Sepulcre, Jaber et al. 2015, MNRAS), one accepted article (Jaber et al., A&A) and a final article to be submitted (Jaber et al., A&A)

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Burgess, Andrew. "Exploration de la fonction de faible masse initiale dans les amas jeunes et les r ´egions de formation stellaire." Phd thesis, Université de Grenoble, 2010. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00576460.

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Abstract:

La détermination de l'extrémité inférieure de la fonction de masse initiale (FMI) prévoit de fortes contraintes sur les théories de la formation des étoiles. IC4665 est un amas d'´étoile jeune (30Myr) et il a situe 356pc de la Terre. L'extinction est Av~ 0.59 ± 0.15 mag. WIRCam Y, J, H et K observations ont été faites par le CFHT et a comprise 10 champs (de 1.1sq.deg totale) et deux zones de contrle de 20'x20' chacun. Diagrammes couleur/magnitude et couleur/couleur ont été utilisées pour comparer les candidats sélectionnées par les modèles BT-SETTL 30 et 50Myr. Les images CH4off et CH4on ont été obtenus avec CFHT/WIRCam plus 0.11 sq.deg. dans IC348. Naines-T ont ensuite été identifiés à partir de leur couleur de 1.69μm d'absorption du méthane et trois candidats nain-T ont été trouvée avec CH4on−CH4 >0.4 mag. Extinction a été estimée à Av~ 5 − 12 mag. Les comparaisons avec les naines-T modèles, et des diagrammes couleur/couleur et magnitude, rejeter 2 entre 3 candidats en raison de leur extrême z′ − J coleur. L'objet reste n'est pas considéré comme un nain avant l'amas en raison d'un argument de densité en nombre ou l'extinction forte Av~ 12 mag, ni d'être un champ de fond nain-T qui serait devrait être beaucoup plus faible. Les modèles et les schémas de donner cet objet un type T6 préliminaires spectrale. Avec un peu de la masse de Jupiter, ce jeune candidat nain-T est potentiellement parmi les plus jeunes, des objets de masse plus faible détectée dans une région de formation d'´étoiles `a ce jour. Sa fréquence est conforme à l'extrapolation du courant lognormal FMI estime `a au domaine de masse planétaire.

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Belles, Pierre-Emmanuel. "Formation d’étoiles et d’amas stellaires dans les collisions de galaxies." Thesis, Paris 11, 2012. http://www.theses.fr/2012PA112312/document.

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Abstract:

Les fusions sont un évènement essentiel dans la formation des grandes structures de l’Univers; elles jouent un rôle important dans l’histoire de formation et l’évolution des galaxies. Outre une transformation morphologique, les fusions induisent d’importants sursauts de formation d’étoiles. Ces sursauts sont caractérisés par des Efficacités de Formation Stellaire (EFS) et des Taux de Formation Stellaire Spécifiques (TFSS), i.e., respectivement, des Taux de Formation Stellaire (TFS) par unité de masse gazeuse et des TFS par unité de masse stellaire, plus élevés que ceux des galaxies spirales. A toutes les époques cosmiques, les galaxies à sursaut de formation d’étoiles sont des systèmes particuliers, en dehors de la séquence définie par les galaxies spirales. Nous explorons l’origine du mode de formation stellaire par sursaut, à travers trois systèmes in interaction: Arp 245, Arp 105 et NGC 7252. Nous avons combiné des observations JVLA haute résolution de la raie à 21-cm, traçant le gaz Hi diffus, avec des observations GALEX dans l’UV, traçant les jeunes régions de formation d’étoiles. Nous sommes ainsi en mesure de sonder les conditions physiques locales du Milieu InterStellaire (MIS) pour des régions de formation d’étoiles indépendantes, et d’étudier la transformation du gaz atomique en gaz dense dans différents environnements. Le rapport SFR/HI apparaît bien plus élevé dans les régions centrales que dans les régions externes, indiquant une fraction de gaz dense plus élevée (ou une fraction de gaz HI moins élevée) dans les régions centrales. Dans les régions externes des systèmes, i.e., les queues de marées, où le gaz est dans une phase principalement atomique, nous observons des rapports SFR/ HI plus élevés que dans les environnements standards dominés par le HI, i.e., les régions externes des disques de spirales et les galaxies naines. Ainsi, notre analyse révèle que les régions externes de fusions sont caractérisées par des EFS élevées, par comparaison au mode de formation stellaire standard. Observer des fractions de gaz dense élevées dans les systèmes en interaction est en accord avec les prédictions des simulations numériques; ceci résulte d’une augmentation de la turbulence du gaz durant une fusion. La fusion affecte les propriétés de formation stellaire du système probablement à toutes les échelles, depuis les grandes échelles, avec une turbulence augmentant globalement, jusqu’aux petites échelles, avec des modifications possibles de la fonction de masse initiale. A partir d’une simulation numérique haute résolution d’une fusion majeure entre deux galaxies spirales, nous analysons les effets de l’interaction des galaxies sur les propriétés du MIS à l'échelle des amas stellaires. L’accroissement de la turbulence du gaz explique probablement la formation de Super Amas Stellaire dans le système. Notre étude de la relation SFR–HI dans les fusions de galaxies sera complétée par des données HI haute résolution pour d’autres systèmes, et poussée vers des échelles spatiales encore plus petites
Mergers are known to be essential in the formation of large-scale structures and to have a significant role in the history of galaxy formation and evolution. Besides a morphological transformation, mergers induce important bursts of star formation. These starburst are characterised by high Star Formation Efficiencies (SFEs) and Specific Star Formation Rates, i.e., high Star Formation Rates (SFR) per unit of gas mass and high SFR per unit of stellar mass, respectively, compared to spiral galaxies. At all redshifts, starburst galaxies are outliers of the sequence of star-forming galaxies defined by spiral galaxies. We have investigated the origin of the starburst-mode of star formation, in three local interacting systems: Arp 245, Arp 105 and NGC 7252. We combined high-resolution JVLA observations of the 21-cm line, tracing the HI diffuse gas, with UV GALEX observations, tracing the young star-forming regions. We probe the local physical conditions of the Inter-Stellar Medium (ISM) for independent star-forming regions and explore the atomic-to-dense gas transformation in different environments. The SFR/HI ratio is found to be much higher in central regions, compared to outer regions, showing a higher dense gas fraction (or lower HI gas fraction) in these regions. In the outer regions of the systems, i.e., the tidal tails, where the gas phase is mostly atomic, we find SFR/HI ratios higher than in standard HI-dominated environments, i.e., outer discs of spiral galaxies and dwarf galaxies. Thus, our analysis reveals that the outer regions of mergers are characterised by high SFEs, compared to the standard mode of star formation. The observation of high dense gas fractions in interacting systems is consistent with the predictions of numerical simulations; it results from the increase of the gas turbulence during a merger. The merger is likely to affect the star-forming properties of the system at all spatial scales, from large scales, with a globally enhanced turbulence, to small scales, with possible modifications of the initial mass function. From a high-resolution numerical simulation of the major merger of two spiral galaxies, we analyse the effects of the galaxy interaction on the star forming properties of the ISM at the scale of star clusters. The increase of the gas turbulence is likely able to explain the formation of Super Star Clusters in the system. Our investigation of the SFR-HI relation in galaxy mergers will be complemented by high-resolution HI data for additional systems, and pushed to yet smaller spatial scales

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Paumard, Thibaut. "Étude de la cinématique et de la population stellaire du Centre Galactique." Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 2003. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00010941.

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Abstract:

Le parsec central de la Galaxie a été observé à l'aide de spectro-imagerie BEAR haute résolution spectrale (jusqu'à 21 km/s) et moyenne résolution spatiale (0,5"), dans les raies Bracket gamma (2,16 micron) et He I à 2,06 microns, et d'imagerie haute résolution. Ces données ont servi à étudier la population d'étoiles jeunes et massives, la structure et la dynamique des flots de gaz ionisé de Sgr A Ouest. Les résultats obtenus, notamment la séparation des étoiles en un groupe de 6 LBV d'une part (le complexe IRS 16) et plus de 20 Wolf-Rayet d'autre part, ainsi que la résolution de IRS 13E en un amas d'au moins 6 étoiles massives, soutiennent l'idée d'une formation des étoiles jeunes en un amas massif à distance du Centre Galactique. La vision très détaillée de Sgr A Ouest et le modèle cinématique proposé du Bras Nord soutiennent l'idée que ce gaz ionisé est constitué par les fronts d'ionisation de plus vastes nuages neutres étirés par les forces de marée, provenant du Disque circumnucléaire.

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sauty, sylvain. "Contenu gazeux et activité de formation stellaire dans les galaxies spirales isolées. Modélisation de l'émission infrarouge de la galaxie NGC6946." Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 1997. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00002684.

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Abstract:

Dans cette thèse, nous nous intéresserons au contenu gazeux et à l'activité de formation d'étoiles dans les galaxies à disque isolées. Dans la première partie, nous présentons les observations à différentes longueurs d'onde pour un échantillon de galaxies isolées du catalogue de Karachenseva. Les observations de l'émission dans la raie J=1-0 du monoxyde de carbone CO(1-0) de 98 galaxies isolées ont été réalisées avec les radiotélescopes du SEST, du NRAO et de l'IRAM, et 22 objets ont été observés en raie HI 21 cm au radiotélescope de Nançay. Des observations de l'émission dans la raie Ha pour 65 objets isolés ont eu lieu à l'Observatoire de Haute-Provence avec le télescope de 120cm. Les galaxies isolées présentent une émission CO(1-0) plus faible que celle déduite de la plupart des autres relevés extragalactiques, biaisés par des critères de sélection sur l'émission infrarouge. Par ailleurs, leur émission HI paraît normale. Nous montrons que le rapport des masses de gaz moléculaire et atomique vaut en moyenne 0.20: le gaz moléculaire n'est donc pas le composant gazeux majoritaire des disques de galaxies. Ce rapport décroît le long de la séquence morphologique, à l'exception des galaxies de fortes masses dynamiques pour lesquels il reste constant. Cet échantillon de référence nous permet de confirmer qu'il n'y a pas de déficience CO dans les galaxies d'amas, même lorsqu'elles sont déficientes en HI. Le classement de ces objets selon leur morphologie en bande rouge montre qu'il n'y a pas de différences majeures entre galaxies grand-design et flocculentes, barrées ou non-barrées, que ce soit au niveau de leur contenu gazeux ou de leur activité en formation stellaire. Les analyses en composantes principales mettent en évidence les relations unissant l'émission infrarouge, le contenu moléculaire et l'émission de la raie Ha ou continue en bande B. Contrairement à d'autres études, le contenu en gaz atomique apparaît sans influence sur l'activité de formation stellaire. Dans la seconde partie de cette thèse, nous avons développé un code de simulation de transfert de rayonnement UV dans le disque de la galaxie spirale NGC 6946. Avec ce code relativement simple incluant un nombre restreint d'hypothèses, nous parvenons à reproduire les luminosités en infrarouge lointain de cet objet. Nous mettons en évidence le rôle prépondérant des étoiles massives dans le chauffage de la poussière, et la forte contribution des zones de photodissociation aux luminosités totales dans la raie de C+ et dans le continu infrarouge lointain. Le rapport Lc+/LFIR est faible pour le milieu atomique. Enfin, nous mettons en évidence une faible opacité moyenne pour les photons UV pour une galaxie vue

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Dissertations / Theses on the topic 'Flambées de formation stellaire'

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