Comprendre les modes de formation d’étoiles dans l’univers lointain

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