Galaxies, Formation d'étoile, Température de poussière, Masse de gaz, Empilement, Herschel, Alma, Densité de formation d'étoiles

Dans cette thèse, je présente une vue globale de l'histoire cosmique de la formation des étoiles en contraignant le taux de formation des étoiles (SFR), la masse des poussières (Mdust), la température des poussières (Tdust) et la masse du gaz (Mgas) en fonction de leur masse stellaire (M*) à l'aide d'une analyse cohérente. Je combine pour la première fois les relevés Herschel (GOODS-Sud, GOODS-Nord, COSMOS et USD) et Atacama Large Millimeter/submillimeter array (ALMA ; GOODS-Sud) les plus profonds. J'étudie la méthode d'empilement d'images et ses biais. En particulier, j'examine en détail le biais de "clustering" qui apparaît dans les bandes de Herschel. Je compare différentes méthodes de fit de distribution d'énergie spectrale et j'étudie leurs biais potentiels. Tout au long de l'étude, je m'intéresse également aux galaxies H-dropout qui ne sont pas prises en compte dans l'échantillon initial. En effectuant cette analyse d'empilement d'image sur plus de 105 000 galaxies sélectionnées dans la bande H du télescope spatial Hubble, je récupère l'évolution, de z=5 à z=0, des propriétés clés des galaxies à formation d'étoiles telles que leur SFR, leur Tdust et leur Mgas. Je déduis la contribution relative des galaxies à l'histoire cosmique de la formation d'étoiles en fonction de M* et la compare à la simulation TNG100. J'étudie l'évolution des galaxies dans le plan densité de surface SFR - densité de surface gaz en fonction du décalage vers le rouge et de M*. Je montre qu'ALMA est un complément utile à une étude basée uniquement sur Herschel en permettant d'atteindre des M* plus faibles et des redshifts plus élevés. Je confirme que la séquence principale de formation d'étoiles suit une évolution linéaire avec une pente proche de l'unité, et qu'une courbure apparaît à l'extrémité de la masse élevée à z<2. Je confirme que la Tdust moyenne des galaxies de la séquence principale évolue linéairement avec le décalage vers le rouge, sans corrélation apparente avec M*. Je montre que, jusqu'à z=5, les galaxies les plus massives (c'est-à-dire M*>10^10 Msun) représentent la majeure partie de la densité SFR totale, tandis que la contribution des galaxies les moins massives (c'est-à-dire M<*10^10 Msun) est plutôt constante. La simulation cosmologique, TNG100, ne reproduit pas la contribution relative des galaxies à la densité SFR, en fonction de M*. Je donne également une estimation de la contribution des galaxies H-dopout à la densité SFR des galaxies massives. Je présente des indices selon lesquels les galaxies à grand redshift, comparées aux galaxies à faible redshift, pourraient être intrinsèquement plus efficaces pour former des étoiles, par rapport à ce que l'on attend de la relation locale Kennicutt-Schmidt.