Dans le centre d’un amas de galaxies, on trouve une galaxie elliptique géante, qui domine les autres en termes de taille et de masse. Cette galaxie est appelée la galaxie la plus brillante de l’amas (BCG). Grâce à sa position privilégiée proche du centre du puits de potentiel de l’amas, la BCG héberge souvent un trou noir supermassif qui accrète activement. En relâchant une énorme quantité d’énergie, ce noyau galactique actif (AGN) empêche le milieu intra-amas de refroidir et de se déposer sur la BCG. Cette rétroaction de l’AGN tend à arrêter la formation d’étoiles dans la BCG.  Cependant, la façon dont la rétroaction de l’AGN opère dans les BCGs primitives n’est pas bien comprise. De plus, des études récentes semblent indiquer que les BCGs à haut décalage vers le rouge ont une quantité significative de formation d’étoiles in situ. L’une de ces BCGs à sursaut de formation stellaire est dans l’amas de galaxies SpARCS104922.6+564032.5 (raccourci en SpARCS1049). Elle forme des étoiles à un rythme de 950 ± 100 M☉ an−1 et a une morphologie qui rappelle les fusions de galaxies riches en gaz. Dans ce mémoire, je présenterai des observations radio multi-longueurs d’ondes de SpARCS1049 obtenues avec le Very Large Array (VLA), en mettant l’accent sur sa BCG.  J’ai trouvé trois sources radios non résolues, incluant la BCG. La morphologie compacte de l’émission radio de la BCG, tout comme son bon alignement avec le centre optique de la galaxie, suggère que l’émission radio provient de l’AGN et non de la formation d’étoiles. Cependant, la distribution spectrale de l’énergie en radio (Spectral energy distribution ; SED) de cette source est trop mal contrainte pour déterminer définitivement ses origines.  En supposant que toute l’émission radio vient de l’AGN, j’ai trouvé que le niveau d’activité radio est comparable à l’activité moyenne des BCGs à plus bas décalage vers le rouge. C’est inattendu, car une étude précédente a trouvé un immense réservoir de gaz moléculaire froid de 1.1±0.1×10^11 M☉ au centre de SpARCS1049, suggérant que quelque chose empêche partiellement le gaz de tomber dans le trou noir.  J’ai calculé la nouvelle SED (de l’optique jusqu’au radio) avec mes nouvelles mesures de flux en radio. J’ai trouvé que l’essentiel de la formation d’étoiles a probablement lieu non loin de la BCG mais pas en elle. Comme la formation d’étoiles ne semble pas avoir été détectée en radio, j’ai calculé une limite supérieure sur celle-ci et je l’ai utilisée en combinaison avec le flux infrarouge lointain (estimé par la SED), pour explorer l’étendue de la formation d’étoiles. J’ai découvert que la formation d’étoiles est probablement très diffuse.  Finalement, j’ai exploré trois scénarios de formation pouvant expliquer la morphologie inhabituelle de la BCG et la présence d’un réservoir de gas moléculaire substantiel, en utilisant les données radio (et les non-détections) pour les contraindre : 1) une fusion majeure de galaxies riches en gaz, 2) dépouillement du gaz de quelques petites galaxies ou 3) déplacement d’un flot de gaz refroidi. Le scénario de fusion majeure de galaxies riches en gaz est peu probable, mais davantage de données sont nécessaires pour favoriser un des deux scénarios restants.

Mots-clés : Amas de galaxies , Continuum radio des galaxies , Évolution des galaxies , Galaxies actives , Interaction de galaxies , Sursaut de formation stellaire dans les galaxies