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Galaxies are complex systems where dynamics and chemical evolution are closely linked. In order to study the formation and the evolution of galaxies, we have developed a new chemodynamical code in which dynamics and chemical evolution are modelled in a self-consistent way. Our code describes the interstellar medium, the main physical processes of the ISM and the interaction with stars. Stellar evolution and feedback are modelled with a non-instantaneous recycling approach. One original feature of our code is the record of the evolution of individual abundances for several chemical elements. This allows us to compute the radiative cooling of the gas according to its chemical composition. We can also study the temporal and spatial evolution of chemical composition and chemical gradients. The first tests highlight the importance of individual chemical abundances tracking and its influence on gas cooling, and also on star formation and chemical enrichment histories. Furthermore, with our two-phased ISM model, we can reproduce a three-media ISM matching the observations. The slope of the cluster initial mass function is also close to observations. Finally, our new chemodynamical code allows us to study the different physical processes leading to the evolution of galaxies on both dynamical and chemical points of view.; Les galaxies sont des systèmes complexes où la dynamique et l'évolution chimique sont intimement liées. Afin d'étudier la formation et l'évolution des galaxies, nous avons développé un nouveau code chemodynamique nous permettant de traiter simultanément et de manière cohérente la dynamique et l'évolution chimique. Notre code décrit le milieu interstellaire et les principaux processus physiques y prennant place. La formation et l'évolution stellaire sont traitées selon un schéma de recyclage non-instantané. Une des originalités du code réside dans le suivi des abondances individuelles de plusieurs éléments chimiques. Celui-ci permet le calcul du refroidissement du gaz conformément à sa composition chimique, l'étude de l'évolution de celle-ci et des gradients d'abondances, aussi bien spatialement que temporellement.Les premiers tests effectués montrent l'importance du suivi des abondances individuelles des éléments, car celles-ci influent sur le refroidissement du gaz et par conséquent sur l'historique de formation stellaire et de l'enrichissement chimique. Notre description à deux phases du milieu interstellaire nous permet de reproduire trois milieux distincts en accord avec les observations. La pente de la fonction de masse initiale des amas stellaires est semblable à celle observée. Finalement, grâce à ce nouveau code chemodynamique, nous sommes en mesure d'étudier les différents mécanismes physiques impliqués dans l'évolution des galaxies aussi bien du point de vue dynamique que chimique.

Studying present day properties of galaxies can give information both on their past evolution and on the matter content of the Universe. Morphological and kinematical properties can be studied statistically, as a function of environment, with recent observations. To interpret these observed properties, we have modelled the formation and past evolution of galaxies with numerical simulations. The codes that are used, already existing for a part, and developed during the thesis for the other part, model the gravitational dynamics of stars, gas clouds and dark matter, the dissipative hydrodynamic nature of interstellar gas, and star formation. Outputs from the simulations can then be compared to observations to understand which processes have led to the current state of galaxies.In a first part, we study the morphology of isolated galaxies. We show that most spiral galaxies have a bar -- an elongated central concentration of stars. This bar should have been destroyed in a few billions year by angular momentum transfer to the interstellar medium. The ubiquity of bars since 10 billion years then requires them to be reformed or strengthen by an external process. This can be explained only if galaxies accrete large amounts of gas from the intergalactic medium. The study of disk lopsidedness in spiral galaxies also argues towards this conclusion. We estimate the typical accretion rate, of w few solar masses per year for a Milky-Way like galaxy. This give strong constraints for cosmological models: the Universe must contain enough baryonic matter, tat must not be converted into stars too rapidly, so that enough gas remains to be accreted and increase the mass of spiral galaxies by a few tens of percent below the epoch of redshift z=1. Then, galaxies have grown by a gas accretion process, for a part, by collisions and mergers also play an important role in their evolution. It is well-known that equal-mass galaxy mergers from elliptical galaxies. We show that even mergers will small companions strongly affect the disk of spiral galaxies. Indeed, many mergers over a large range of mass ratios can convert spiral galaxies into lenticular or elliptical systems; the accretion of gas evoked before can reform a thin spiral disk later-on. We also demonstrate that multiple successive minor mergers with dwarf galaxies can lead to the formation of elliptical galaxies, as a major merger with a same-mass galaxy do. This new process for the formation of elliptical galaxies should lead to a revision of estimates of the dark matter content in elliptical galaxies, which may give new information on the nature of this dark matter itself. Other phenomenons occur during galaxy collisions (formation of rings, genesis of dwarf galaxies in tidal tails). They have been studied with the help of our numerical models. They help to constrain the properties and nature of dark matter, by indicating how it behaves during galaxy interactions. The comparison of numerical models to observational data indicates that a part of dark matter if condensed into the collisional and tidal debris. Even if higher resolution observations re still required to reach a definitive conclusion, this tends to indicate that a part of dark matter has a collisional dynamics -- probably the baryonic component of dark matter, which favour the hypothesis of dark molecular gas.The statistical comparison of observations and high-resolution numerical simulations has thus given constraints on the physical process that drive galaxy evolution, and the visible and dark matter content of the Universe. In the future, increase capability of observation and numerical simulation, dedicated in particular to distant galaxies, will enable an even better understanding of galaxy evolution, large-scale star formation, and the history of the baryonic content of the Universe. Cosmological scenarios for the evolution of the whole Universe can be tested and/or refined with the help of such studies., L'étude des propriétés actuelles des galaxies permet à la fois de comprendre les processus physiques de leur évolution passée et le contenu de l'Univers en matière visible et noire. Les moyens d'observations actuels permettent de quantifier de façon statistique les propriétés morphologiques et cinématiques des galaxies, en fonction de leur environnement. Afin d'interpréter en détail ces propriétés observées, nous avons modélisé la formation et l'évolution passée des galaxies au moyen de simulations numériques. Les codes utilisés, en partie déjà existants et en partie développés au cours de la thèse, modélisent la dynamique gravitationnelle des étoiles et de la matière noire, l'hydrodynamique du gaz interstellaire, et la formation stellaire. Les résultats de ces simulations peuvent alors être comparés quantitativement aux observations, dans plusieurs domaines de longueurs d'ondes.Dans une première partie, nous étudions la morphologie des galaxies isolées. Nous montrons que la plupart des galaxies spirales possèdent une concentration centrale allongée, appelée barre, qui devrait être détruite rapidement par échange de moment angulaire avec le gaz interstellaire. La persistance des barres depuis dix milliards d'années ne peut s'expliquer que si elles ont été reformées, ce qui nécessite l'accrétion de grandes quantités de gaz diffus par les galaxies. L'étude d'autres types d'asymétries, les modes m=1, vient renforcer cette conclusion, et nous déduisons le taux caractéristique d'accrétion de gaz par les galaxies au cours des derniers milliards d'années, de plusieurs masses solaires par ans. Une importante contrainte pour les modèles cosmologiques en découle : l'Univers doit contenir suffisamment de baryons, et ceux-ci ne doivent tous former des étoiles rapidement dans l'Univers jeune, pour que les galaxies continuent à accréter quelques dizaines de pourcents de leur masse à des redshifts inférieurs à z=1. Les galaxies ont donc grandi par accrétion progressive de gaz diffus, mais les collisions et fusions de galaxies ont également joué un rôle important dans leur évolution. Il est déjà établi que les fusions de galaxies de masses comparables détruisent les disques spiraux et forment des galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale. Nous montrons que même la fusion avec de petites galaxies affecte fortement les disques, et qu'un grand nombre de fusions détruisent les galaxies spirales pour en faire des galaxies lenticulaires ou elliptiques ; l'accrétion de gaz évoquée précédemment peut alors expliquer la reformation ultérieure d'un disque galactique fin. Nous avons également établi qu'une succession de fusions mineures avec des galaxies naines peut avoir les mêmes effets qu'une fusion majeure unique avec une galaxie massive, et former une elliptique. Ce nouveau mécanisme de formation amène à réviser l'interprétation des observations sur le contenu en matière noire des galaxies elliptiques, ce qui pourrait déboucher sur des contraintes importantes sur la nature même de cette matière noire.D'autres évènements se produisant lors des collisions de galaxies (formation d'anneaux, naissance de galaxies naines dans les débris de marée) ont été étudiés à l'aide de nos modèles numériques. Ils permettent de contraindre les propriétés de la matière noire en traçant son comportement dynamique dans les collisions de galaxies. La confrontation des modèles aux données observationnelles tend à prouver qu'une partie de la matière noire est mobilisée les débris de collisions et de marées galactiques. Bien qu'une confirmation reste à établir à l'aide d'observations à plus haute résolution, cela indique une dynamique collisionnelle et dissipative pour une partie de la matière noire, probablement sa composante baryonique, favorisant les modèles de matière noire sous forme de gaz froid.La comparaison statistique des observations et des modèles numériques à haute résolution a donc permis d'obtenir un certain nombre de contraintes sur les processus principaux d'évolution des galaxies et sur la matière contenue dans l'Univers. A l'avenir, les possibilités de modélisation et d'observation des galaxies de l'Univers lointain permettront de comprendre encore mieux les mécanismes d'évolution des galaxies, ainsi que la formation stellaire à grande échelle, donc l'histoire des bayons contenus dans l'Univers. Cela permettra d'établir des contraintes plus précises sur les scénarios cosmologiques de formation et d'évolution de l'Univers dans son ensemble.

Studying present day properties of galaxies can give information both on their past evolution and on the matter content of the Universe. Morphological and kinematical properties can be studied statistically, as a function of environment, with recent observations. To interpret these observed properties, we have modelled the formation and past evolution of galaxies with numerical simulations. The codes that are used, already existing for a part, and developed during the thesis for the other part, model the gravitational dynamics of stars, gas clouds and dark matter, the dissipative hydrodynamic nature of interstellar gas, and star formation. Outputs from the simulations can then be compared to observations to understand which processes have led to the current state of galaxies.In a first part, we study the morphology of isolated galaxies. We show that most spiral galaxies have a bar -- an elongated central concentration of stars. This bar should have been destroyed in a few billions year by angular momentum transfer to the interstellar medium. The ubiquity of bars since 10 billion years then requires them to be reformed or strengthen by an external process. This can be explained only if galaxies accrete large amounts of gas from the intergalactic medium. The study of disk lopsidedness in spiral galaxies also argues towards this conclusion. We estimate the typical accretion rate, of w few solar masses per year for a Milky-Way like galaxy. This give strong constraints for cosmological models: the Universe must contain enough baryonic matter, tat must not be converted into stars too rapidly, so that enough gas remains to be accreted and increase the mass of spiral galaxies by a few tens of percent below the epoch of redshift z=1. Then, galaxies have grown by a gas accretion process, for a part, by collisions and mergers also play an important role in their evolution. It is well-known that equal-mass galaxy mergers from elliptical galaxies. We show that even mergers will small companions strongly affect the disk of spiral galaxies. Indeed, many mergers over a large range of mass ratios can convert spiral galaxies into lenticular or elliptical systems; the accretion of gas evoked before can reform a thin spiral disk later-on. We also demonstrate that multiple successive minor mergers with dwarf galaxies can lead to the formation of elliptical galaxies, as a major merger with a same-mass galaxy do. This new process for the formation of elliptical galaxies should lead to a revision of estimates of the dark matter content in elliptical galaxies, which may give new information on the nature of this dark matter itself. Other phenomenons occur during galaxy collisions (formation of rings, genesis of dwarf galaxies in tidal tails). They have been studied with the help of our numerical models. They help to constrain the properties and nature of dark matter, by indicating how it behaves during galaxy interactions. The comparison of numerical models to observational data indicates that a part of dark matter if condensed into the collisional and tidal debris. Even if higher resolution observations re still required to reach a definitive conclusion, this tends to indicate that a part of dark matter has a collisional dynamics -- probably the baryonic component of dark matter, which favour the hypothesis of dark molecular gas.The statistical comparison of observations and high-resolution numerical simulations has thus given constraints on the physical process that drive galaxy evolution, and the visible and dark matter content of the Universe. In the future, increase capability of observation and numerical simulation, dedicated in particular to distant galaxies, will enable an even better understanding of galaxy evolution, large-scale star formation, and the history of the baryonic content of the Universe. Cosmological scenarios for the evolution of the whole Universe can be tested and/or refined with the help of such studies.; L'étude des propriétés actuelles des galaxies permet à la fois de comprendre les processus physiques de leur évolution passée et le contenu de l'Univers en matière visible et noire. Les moyens d'observations actuels permettent de quantifier de façon statistique les propriétés morphologiques et cinématiques des galaxies, en fonction de leur environnement. Afin d'interpréter en détail ces propriétés observées, nous avons modélisé la formation et l'évolution passée des galaxies au moyen de simulations numériques. Les codes utilisés, en partie déjà existants et en partie développés au cours de la thèse, modélisent la dynamique gravitationnelle des étoiles et de la matière noire, l'hydrodynamique du gaz interstellaire, et la formation stellaire. Les résultats de ces simulations peuvent alors être comparés quantitativement aux observations, dans plusieurs domaines de longueurs d'ondes.Dans une première partie, nous étudions la morphologie des galaxies isolées. Nous montrons que la plupart des galaxies spirales possèdent une concentration centrale allongée, appelée barre, qui devrait être détruite rapidement par échange de moment angulaire avec le gaz interstellaire. La persistance des barres depuis dix milliards d'années ne peut s'expliquer que si elles ont été reformées, ce qui nécessite l'accrétion de grandes quantités de gaz diffus par les galaxies. L'étude d'autres types d'asymétries, les modes m=1, vient renforcer cette conclusion, et nous déduisons le taux caractéristique d'accrétion de gaz par les galaxies au cours des derniers milliards d'années, de plusieurs masses solaires par ans. Une importante contrainte pour les modèles cosmologiques en découle : l'Univers doit contenir suffisamment de baryons, et ceux-ci ne doivent tous former des étoiles rapidement dans l'Univers jeune, pour que les galaxies continuent à accréter quelques dizaines de pourcents de leur masse à des redshifts inférieurs à z=1. Les galaxies ont donc grandi par accrétion progressive de gaz diffus, mais les collisions et fusions de galaxies ont également joué un rôle important dans leur évolution. Il est déjà établi que les fusions de galaxies de masses comparables détruisent les disques spiraux et forment des galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale. Nous montrons que même la fusion avec de petites galaxies affecte fortement les disques, et qu'un grand nombre de fusions détruisent les galaxies spirales pour en faire des galaxies lenticulaires ou elliptiques ; l'accrétion de gaz évoquée précédemment peut alors expliquer la reformation ultérieure d'un disque galactique fin. Nous avons également établi qu'une succession de fusions mineures avec des galaxies naines peut avoir les mêmes effets qu'une fusion majeure unique avec une galaxie massive, et former une elliptique. Ce nouveau mécanisme de formation amène à réviser l'interprétation des observations sur le contenu en matière noire des galaxies elliptiques, ce qui pourrait déboucher sur des contraintes importantes sur la nature même de cette matière noire.D'autres évènements se produisant lors des collisions de galaxies (formation d'anneaux, naissance de galaxies naines dans les débris de marée) ont été étudiés à l'aide de nos modèles numériques. Ils permettent de contraindre les propriétés de la matière noire en traçant son comportement dynamique dans les collisions de galaxies. La confrontation des modèles aux données observationnelles tend à prouver qu'une partie de la matière noire est mobilisée les débris de collisions et de marées galactiques. Bien qu'une confirmation reste à établir à l'aide d'observations à plus haute résolution, cela indique une dynamique collisionnelle et dissipative pour une partie de la matière noire, probablement sa composante baryonique, favorisant les modèles de matière noire sous forme de gaz froid.La comparaison statistique des observations et des modèles numériques à haute résolution a donc permis d'obtenir un certain nombre de contraintes sur les processus principaux d'évolution des galaxies et sur la matière contenue dans l'Univers. A l'avenir, les possibilités de modélisation et d'observation des galaxies de l'Univers lointain permettront de comprendre encore mieux les mécanismes d'évolution des galaxies, ainsi que la formation stellaire à grande échelle, donc l'histoire des bayons contenus dans l'Univers. Cela permettra d'établir des contraintes plus précises sur les scénarios cosmologiques de formation et d'évolution de l'Univers dans son ensemble.

We present some 2D kinematical data for a sample of 96 irregular and spiral galaxies, observed at H$\alpha$ wavelength (6563 Å). In the first chapter, we describe the GHASP survey on which is based this thesis. Then, we detail the instrumentation used for the observations (mainly a focal reducer, a scanning Fabry-Perot and a photon counting camera) and the steps of the data reduction. In the fourth part, we present the data for each galaxy : a monochromatic map, a 2D velocity field map and a rotation curve. The analysis of these data shows that : the shape of the rotation curve is dependent of both luminosity and morphological type; only early-type galaxies have a decreasing rotation curve; barred galaxies have an internal slope shallower than non-barred galaxies; low mass and low luminosity galaxies present the more asymmetric rotation curve; late-type galaxies (Sd, Sdm and Irr) present similar kinematical characteristics; the maximum extension of the H$\alpha$ disks depends on the morphological type and is correlated with the surface density of neutral gas at optical radius. In the last chapter, mass models have been realized for 23 galaxies using density profiles of cuspy and flat halos. Our mass models show that, for the majority of galaxies studied here, the dark halos are rather flat than cuspy whatever the morphological type, the luminosity or the maximum velocity in agreement with previous works based on rotation curves., Nous présentons des données cinématiques 2D obtenues pour un échantillon de 96 galaxies spirales et irrégulières, à partir de l'observation de la raie Ha (656.3 nm). Dans le premier chapitre, nous décrivons le programme d'observation GHASP dans lequel s'inscrit cette thèse. Ensuite, nous détaillons l'instrumentation avec laquelle les observations ont été réalisées (principalement un réducteur focal, un Fabry-Perot à balayage et une caméra à comptage de photons) ainsi que les processus de réduction des données. Dans la quatrième partie, les résultats observationnels sont présentés, soit pour chaque galaxie : la carte monochromatique, la carte du champ de vitesses et la courbe de rotation. L'analyse de l'ensemble des données cinématiques montre notamment que : l'allure des courbes de rotation Ha varie avec la luminosité et le type morphologique. Seules les galaxies de type précoce ont des courbes de rotation décroissantes. Les galaxies barrées présentent un gradient interne de vitesse plus faible que les galaxies sans barre. Les galaxies peu massives et peu lumineuses présentent les courbes de rotation les plus dissymétriques. Les galaxies de type Sd, Sdm et Irr présentent des caractéristiques cinématiques semblables. L'extension maximale des disques Ha varie avec le type morphologique de manière identique à l'extension des disques HI. Dans la dernière partie, des modèles de masse ont été réalisés pour 23 galaxies en utilisant des profils de densité de halos dits plats et piqués. Nos modèles montrent que, pour une majorité des 23 galaxies étudiées ici, les halos sombres tendent plutôt à avoir une densité centrale constante, quel que soit le type morphologique, la magnitude et la masse, en accord avec les précédents travaux basés sur des courbes de rotation.