Le travail que je présente dans cette thèse est un travail principalement expérimental effectué au sein du laboratoire LAMAp de l'Université de Cergy-Pontoise, à l'aide du dispositif expérimental appelé FORMOLISM. Les principaux composants de ce dispositif sont: l'ultravide (10-10 mbar), l'ultra-froid (~5 K), des jets atomiques, la spectrométrie de masse TPD (Thermally Programmed Desorption) et la spectroscopie laser dans l'UV mettant en oeuvre des longueurs d'onde autour de ~200 nm. Grâce à la technique REMPI-TOF (Resonantly Enhanced Multi-Photon Ionization – Time Of Flight), nous avons étudié d'une part, la conversion de spin nucléaire de la molécule d'hydrogène H2 sur une surface de glace d'eau amorphe poreuse et d'autre part les processus de formation de cette molécule, qui est la plus abondante dans le milieu interstellaire, sur des surfaces simulant des grains de poussière interstellaire. Les résultats de cette étude présentent un intérêt capital en astrophysique. En effet cette formation ne peut se produire en phase gaz mais peut être expliquée par la rencontre de deux atomes d'hydrogène sur un grain de poussière du milieu interstellaire qui joue le rôle de catalyseur. Différents processus sont impliqués dans la formation de H2 qu'il s'agit d'identifier. Dans ce but, je présente des résultats entièrement nouveaux sur la formation de H2 moléculaire sur une surface de silicate amorphe. Je montre que la molécule peut se former dans un état rovibrationnellement excité de son niveau fondamental jusqu'à une température d'environ 70K et qu'elle est relâchée dans la phase gaz immédiatement après sa formation. Ces résultats démontrent la compétition entre deux mécanismes de formation à très basses température (<18 K) tandis qu'un autre mécanisme prend le relais jusqu'à 70K. / The work that I present in this thesis is primarily an experimental work carried out in the LAMAp laboratory at the University of Cergy-Pontoise, using the experimental device called FORMOLISM. The main components of this device are: ultra-high vacuum (10-10 mbar), ultra-low temperature (~5 K), atomic jets, TPD mass spectrometry (Thermally Programmed Desorption) and laser spectroscopy using ultraviolet wavelengths around ~200 nm. Thanks to the REMPI-TOF (Resonantly Enhanced Multi-Photon Ionization – Time Of Flight) technique, we have studied i) the nuclear spin conversion of the hydrogen molecule H2 on a porous amorphous water ice surface and ii) the processes of formation of this molecule, which is the most abundant in the interstellar medium, on surfaces simulating interstellar dust grains. The results of this study are of capital interest in astrophysics. Actually, this formation cannot occur in the gas phase but can only be explained by the encounter of two hydrogen atoms on a dust grain in the interstellar medium, the latter playing the role of a catalyst. Different processes are involved in the formation of H2 which require to be identified. With this aim, I present entirely new results on molecular H2 formation on an amorphous silicate surface. I show that the molecule can form in a rovibrationnally excited state of its ground state up to a temperature of about 70 K and that the molecule is released into the gas phase immediately after its formation. These results demonstrate the competition between two mechanisms of formation at very low temperature (<18 K) while another mechanism takes over up to 70 K.

Le milieu interstellaire (MIS) est la matière presente dans l'espace au sein des galaxies.Cette matière est composée de gaz et de grains de poussière. Jusqu'à présent, les radioastronomes principalement ont identifié plus de 170 molécules différentes dans le MIS.La présence de la plupart de ces molécules est expliquée à travers des réactions dans la phase gazeuse, mais la synthèse de beaucoup de ces molécules (comme H2, H2O, CO2) nécessite l'intervention d'uncatalyseur, donc des réactions dans la phase solide, sur la surface des grains de poussière. Les objectifs de cette thèse sont de comprendre quels sont les processus physico-chimiques qui ont lieu (par exemple, la diffusion et désorption) sur la surface des grains de poussière interstellaire et comment ils conduisent à la synthèse de molécules de plus en plus complexes.En particulier, l'objet de ma thèse est d'étudier:- le rôle de la diffusion des atomes d'oxygène (noté « O ») et les processus d'oxydation dans la formation des glaces interstellaires;- le couplage thermique et non thermique entre la phase gaz et la phase solide.L'astrochimie ne tendait à considérer que la diffusion des atomes d'hydrogène et les réactions d'hydrogénation, ignorant souvent le rôle de l'oxygénation ainsi que l'importance des processus d'adsorption et de désorption, d'où mes recherches approfondies sur ces thématiques.Évidemment, une meilleure connaissance de ces processus physico-chimiques et des réactions de surface aiderait les astronomes à comprendre la formation des glaces interstellaires, l'augmentation de la complexité moléculaire, et l'équilibre entre le gaz et la phase solide.Pour répondre à ces questions, de nombreuses expériences ont été réalisées avec le dispositif FORMOLISM, situé à l'Université de Cergy-Pontoise dans le cadre du LERMA (Observatoire de Paris). Via deux jets de particules avec un pompage différentiel, les atomes et les molécules sont déposés sur un échantillon froid (> 6,5 K) dans une chambre ultravide. Les produits des réactions sont ensuite sondés en utilisant la spectroscopie de masse et la spectroscopie infrarouge.Pour simuler différents environnements astrophysiques, la physique-chimie de l'état solide a été étudiée dans différentes conditions expérimentales:- La morphologie de substrat (glace d'eau amorphe soit poreuse, soit compacte, glace d'eau cristalline, silicate amorphe ou graphite)- Les espèces déposées et leur rapport relatif- La couverture des espèces déposées, de 0,1 à 2 monocouches- La température du substrat, de 6,5 à 60 K.En ce qui concerne les processus d'oxydation, les résultats montrent que l'O est très réactif avec de nombreuses espèces ; la diffusion des atomes d'O semble être beaucoup plus rapide que prévu et peut se produire par effet tunnel à des températures aussi basses que 6,5 K. Nous avons comparé les valeurs expérimentales des coefficients de diffusion et constaté que les taux de diffusion sur chaque surface, basés sur les résultats de la modélisation, étaient considérablement plus élevés que ceux prévus pour les atomes lourds tels que l'O. Nos résultats montrent que les atomes O peuvent rencontrer tous les partenaires disponibles de réaction à un taux plus rapide que le taux d'accrétion. En particulier, dans les nuages interstellaires très denses, le rapport O/H est tel que O devient l'un des partenaires réactifs dominants avec H. Ceci a un impact sur la formation de certaines espèces et sur l'abondance relative des produits formés.En ce qui concerne les processus de couplage solide-gaz (c'est à dire, l'adsorption, désorption thermique, désorption chimique), les résultats montrent que chaque processus est influencé d'une manière différente par le substrat (glace d'eau, de silicate ou graphite). Enfin, nous fournissons une liste utile des énergies de liaison de plusieurs espèces et de l'efficacité de désorption chimique des différentes réactions sur ces substrats. / The interstellar medium is the matter that exists in the space between the star systems in a galaxy. It is composed of gas and elongated tiny dust grains. To date, plenty of molecules (> 170) are known to exist in the interstellar medium. The presence of most of them can be understood in terms of gas phase reactions but the synthesis of some key species (H2, H2O, CO2) need the intervention of solid-state reactions on dust grains surface. The aims of this thesis are to understand what are the relevant physical-chemical processes (i.e., diffusion and desorption) occurring on the surface of interstellar dust grains and how these processes influence synthesis of more and more complex molecules. In particular, the focus of my thesis is the investigation of:1) the role of O-atom diffusion and the oxidation processes in the formation of interstellar ices;2) the thermal and non-thermal processes coupling gas and solid phase.The reasons of these investigations lie on the realization that, up to now, only hydrogen diffusion and hydrogenation reactions are commonly considered in solid astrochemistry and the role of oxygenation as well as the importance of adsorption and desorption processes are often disregarded.Evidently, a better knowledge of such physical-chemical processes and, in general, of the solid state physical-chemistry could help astronomers to understand the formation of interstellar ices, the increase on molecular complexity, and the equilibrium between gas and solid phase.To answer these questions, many experiments have been performed with the FORMOLISM set-up, i.e., FORmation of MOLecules in the ISM, located in the Universitè de Cergy Pontoise, Observatoire de Paris. Via two triply differentially pumped beams, atoms and molecules were aimed at a cold (>6.5 K) sample held in a Ultra high vacuum chamber. The products were probed using Mass spectroscopy and Reflexion Absorption Infrared Spectroscopy.To simulate different astrophysical environments, the solid state physical-chemistry has been studied in different experimental conditions:-The substrate morphology (Amorphous water ice, porous (p) and compact (np), crystalline (c) ice, amorphous silicate, and graphite)-The species deposited and their relative ratio-The coverage of deposited species, from 0.1 to 2 ML-The substrate temperature, from 6.5 to 60 KConcerning oxidation processes and O-atom reactivity, the results show that oxygen is very reactive with many species (i.e., H, CO, NO, H2CO, HCOOH); O diffusion appears to be much faster than previously expected and can occur via quantum mechanical tunnelling at temperatures as low as 6.5 K. We compared the experimental values of the diffusion coefficients and found that the rates of diffusion on each surface, based on modelling results, were considerably higher than those expected for heavy atoms such as oxygen. Our findings show that O atoms can scan any available reaction partners (e.g., either another H atom, if available, or a surface radical like O, OH, CO) at a faster rate than that of accretion. In particular, in very dense interstellar clouds, the O/H ratio is such that O becomes one of the dominant reactive partners together with H. This has an impact on the chemistry occurring at the surface of dust grains as either the formation of some species may be enhanced, or at least the relative abundances of the final products will be affected. An important example of how O-atom mobility can modulate the abundances of key species of ices in the ISM is the case of the H2O/CO2 ratio via the CO+O and H2CO+O pathways.Concerning gas-solid coupling processes (i.e., adsorption, sticking, thermal desorption, chemical desorption), the results show that each processes is influenced in a different way by the substrate (i.e., water ice, silicate or graphite). Moreover, we provide a useful list of binding energies of several species and chemical desorption efficiency for different reactions on different subst

The focus of this dissertation is to study the star-forming regions of the interstellar medium (ISM), using two very diverse environments: the Polaris Flare, high-galactic latitude, cirrus cloud complex consisting of several starless molecular cores with no nearby hot stars; and the Orion Nebula, which is the closest massive star forming region. The two environments provide a wide range of physical conditions. It is commonly assumed that the Herschel far-infrared (FIR) fluxes are a good measure of column density, hence, mass of interstellar clouds. We find that the FIR fluxes are insensitive to the column density if AV ≳ 2. The Polaris Flare has been previously observed with the Herschel Space Telescope. We use Cloudy to model the molecular cores in MCLD 123.5+24.9 of the Polaris Flare. The Polaris Flare, 150 pc distant, is well within the Galactic disc. There are no nearby hot stars. Therefore, the cloud is illuminated by an external far-ultraviolet (FUV) flux (6-13 eV) due to the galactic background interstellar radiation field (ISRF). The dust grains absorb the incident FUV flux and re-emit in the FIR continuum emission. We use detailed grain models that suggest that the grains in dense regions are coated with water and ammonia ices, increasing their sizes and opacities. In our models, dust temperatures decline rapidly into the cloud. Therefore, the cloud interiors contribute very little additional FIR flux, leading to an underestimate of inferred column density. Cloudy also predicts mm-wavelength molecular lines for comparison with published observations. Our models suggest that at low temperatures (≲ 20K), molecules freeze-out on grain surfaces, and desorption by cosmic rays becomes important. Our models of inter-core regions in MCLD 123.5+24.9 significantly under predict molecular line strengths unless the gas is clumped into high-density regions. We use Cloudy to construct a detailed model of the Orion H ii region. This study is an improvement over the work of Baldwin et al. 1991 with the new atomic data and stellar atmosphere models, and a wealth of archival observational data obtained over last two decades. We use collisionally excited lines to determine the elemental abundance of the region.

Cette thèse s’inscrit dans le cadre de la préparation de la mission spatiale franco­-chinoise SVOM (Space Variable Object Monitor) opérationnelle à l’horizon 2021 et qui aura pour but de détecter et caractériser les sursauts gamma. La première partie de la thèse consiste au développement d’un logiciel de simulation de COLIBRI (Catching OpticaL and Infrared BRight transIents), un télescope de suivi au sol de SVOM. Il comporte un simulateur de sursauts gamma, un exposure time calculator, un simulateur d'image, un algorithme estimant le redshift photométrique. Il a permis d'une part d’estimer les performances scientifiques du télescope afin de s'assurer qu'elles satisfont le cahier des charges, et d'autre part d'estimer une précision sur l'estimation de la distance du sursaut de l'ordre de 10% et 15% sur le redshift pour les sursauts à 3.5 < z < 8 et z > 8. La deuxième partie de la thèse porte sur l’étude de la propriété des poussières au sein des galaxies dans lesquelles se produisent ces sursauts gamma, mais aussi à l’étude de leur activité de formation stellaire. J'ai comparé les courbes d'extinction mesurées sur la ligne de visée de 7 GRBs à la courbe d'atténuation de leurs galaxies à l'aide d'un code de SED fitting, CIGALE. En comparant à un code de transfert radiatif on obtient des informations sur la distribution étoiles / poussière au sein de ces galaxies. Sur un échantillon élargi, on montre que les courbes d'atténuation pentues (plates) corrèlent avec des galaxies avec une faible (grande) atténuation due à la poussière, les moins (plus) activent en formation stellaire et les moins (plus) massives / This thesis lies within the framework of the sino-french SVOM (Space Variable Object Monitor) mission to be launched in 2021 whose objective is the detection and characterisation of Gamma-Ray Bursts (GRBs). The first part consists in the development of an end-to-end software for COLIBRI (Catching OpticaL and Infrared BRight transIents), a SVOM ground follow-up telescope. It consists in a GRB simulator, an Exposure Time Calculator, an image simulator and a photometric redshift algorithm. It allowed to estimate the telescope scientific performances to ensure that the optical design was fulfilling the scientific requirements. The relative accuracy on the photometric redshift delivered by COLIBRI is estimated to be about 10% and 15% for GRBs at 3.5 < z < 8 et z > 8. The second part of the thesis deals mainly with the study of dust properties in GRB host galaxies, but also with the star formation activity in these galaxies. We compare extinction curves measured along the GRB line of sight for 7 GRBs to the attenuation curve of their host galaxies measured with CIGALE, a SED fitting code. By comparing these curves to the results of a radiative transfer code, we obtain information about the geometrical distribution of dust and stars in these galaxies. On a larger sample of 23 galaxies, we show that the steepest (flattest) attenuation curves are associated to galaxies with a large (small) amount of dust attenuation, less (more) active in star formation and less (more) massive galaxies

De nos jours environ 200 molécules ont été observées dans le milieu interstellaire, environ 75% d'entre elles sont carbonées et 25% sont des hydrocarbures. Les grains de poussières contiennent également du carbone en grande quantité. La présence du carbone dans la majorité des molécules et dans les grains de poussières s'explique par son abondance et sa capacité à former des liaisons. Il est donc crucial de les étudier d'un point de vue astrochimique. Dans une première partie, ce travail présente les mesures des rapports de branchement et des énergies dissipées sous forme d'énergie cinétique dans les fragments neutres lors d'une collision à haute vitesse, des molécules carbonées suivantes : SiC, AlC, AlCH, C ₂ O, CN, CH ₂ et CH. Ces mesures ont été obtenues grâce au dispositif expérimental AGAT. Ce dernier est installé à demeure auprès de l'accélérateur Tandem d'Orsay. Il permet la collision molécule-atome en cinématique inverse et la détection 100% efficace de tous les fragments émis, y compris les neutres. Dans une seconde partie, l'effet de l'ajout ou la correction de nouveaux rapports de branchement d'hydrocarbures est discuté, sur la modélisation de la chimie de deux objets célèbres : la région de photo-dissociation de la nébuleuse de la Tête de Cheval et le nuage moléculaire TMC-1. Ces deux objets sont bien connus pour leur richesse en molécules observées. Ces nouveaux rapports de branchement diminuent les abondances calculées des espèces de la phase gazeuse, déjà trop basses par rapport aux observations. Une hypothèse stipule que des hydrocarbures sont dégagés dans la phase gazeuse via les grains de poussières carbonés. Suite à cette hypothèse, pour la première fois, les effets de l'incorporation de réactions de photo-production d'hydrocarbures par les grains de carbone amorphes hydrogénés ont été étudiés, sur la chimie de la phase gazeuse de la nébuleuse de la Tête de Cheval. L'ajout de ces réactions resserre l'écart entre la modélisation et les observations. / Nowadays, about 200 molecules have been observed in the interstellar medium, about 75% are carbon molecules and 25% hydrocarbons. Dust grains also contain carbon in large quantities. The presence of carbon in the majority of molecules of the gaseous phase and in the dust is due to its abundance and its ability to form bonds. So, it is crucial to study the carbon in an astrochemical point of view.In the first part, this work presents measurements of branching ratios and energy dissipated as kinetic energy in neutral fragments which are emitted in a high speed collision, of the following carbon molecules: SiC, AlC, AlCH, C ₂ O, CN, CH ₂ and CH. These measurements were obtained from the experimental setup AGAT. This setup is permanently installed at the Tandem Orsay facility. It allows molecule-atom collisions and 100% effective detection of all the transmitted fragments, including neutral ones.In the second part, the effect of the addition or correction of new hydrocarbon branching ratios is discussed, by modeling of chemistry of two famous objects: the photo-dissociation region of the Horsehead nebula and the molecular cloud TMC-1. Both objects are well known for their numerous observed molecules. These new branching ratios reduce the calculated abundances of species in the gas phase, even though these abundances were already too low compared to the observations. A hypothesis states that hydrocarbons are released into the gas phase via the carbonaceous interstellar dust. Following this assumption, for the first time, the effects of the incorporation of photo-production reactions of hydrocarbons from the hydrogenated amorphous carbons were studied on the chemistry of the gaseous phase of the Horsehead nebula. The addition of these reactions narrows the gap between modeling and observations.

Les carbones amorphes hydrogénés (a–C:H ou HAC) constituent une composante importante de la poussière interstellaire. Ces grains hydrocarbonés sont observés au travers de bandes d’absorption IR à 3.4, 6.9 et 7.3 microns, caractéristiques des vibrations des liaisons C-H aliphatiques. Leurs signatures spectrales sont détectées dans le milieu interstellaire diffus de différentes lignes de visée de la Voie Lactée, mais aussi de nombreuses autres galaxies. Cette thèse porte sur l’étude de ces a–C:H interstellaires, à la fois au travers d’observations de ces poussières, et grâce à la synthèse et la caractérisation d’analogues de laboratoire.Une première partie de mon travail de thèse est consacrée à l’observation de la bande à 3.4 microns des a–C:H du milieu interstellaire diffus galactique en direction de la source IRAS 18511+0146. La bande d’absorption des modes d’élongation C-H détectée dans cette direction, vers différentes lignes de visée proches les unes des autres, présente des profondeurs optiques similaires et les plus fortes observées dans la Voie Lactée en dehors du centre galactique. Différentes interprétations de la profonde bande dans cette direction sont discutées.Des analogues de ces poussières carbonées aliphatiques ont été synthétisés en laboratoire, sous forme de films, grâce à un plasma, et reproduisent bien les bandes IR observées dans le milieu interstellaire diffus. Ces échantillons ont été caractérisés par spectroscopie d’absorption dans l’UV-visible et l’IR.Puisque les a–C:H émettent un rayonnement visible après absorption de photons UV ou visibles, une partie de la thèse est consacrée à une étude systématique de cette photoluminescence. Pour la première fois, les rendements absolus et intrinsèques de photoluminescence d’a–C:H sont déterminés pour une large gamme de longueurs d’onde d’excitation. Les propriétés de la photoluminescence des a–C:H sont confrontées aux observations de l’Emission Rouge Etendue, une large bande d’émission interstellaire dont les porteurs ne sont pas identifiés.Afin de déduire l’influence des rayons cosmiques sur ces poussières carbonées, les analogues produits ont été irradiés par différents ions énergétiques dont le dépôt d’énergie est similaire à celui du rayonnement cosmique interstellaire. Les effets induits ont été suivies par IR. L’analyse de la déshydrogénation des a–C:H observée au travers de la disparition progressive des bandes des C-H aliphatiques permet de déduire l’évolution de ces poussières interstellaires et de leurs signatures spectrales sous l’effet des rayons cosmiques. La destruction induite par les rayons cosmiques est comparée aux effets de l’exposition aux photons UV et aux atomes d’hydrogène afin d’interpréter l’évolution de la bande d’absorption à 3.4 microns observée dans le milieu interstellaire diffus, mais pas dans les nuages denses. / The hydrogenated amorphous carbons (a–C:H or HAC) are an important component of interstellar dust. These hydrocarbon grains are observed through IR absorption bands at 3.4, 6.9 and 7.3 microns, due to aliphatic C-H bond vibrations. Their spectral signatures are detected in the diffuse interstellar medium along several sight lines in the Milky Way and in many external galaxies. This thesis deals with the study of such interstellar a–C:H, both through their astrophysical observation and the synthesis and characterisation of laboratory analogues.A first part of this PhD work concerns the 3.4 microns band observation in the galactic diffuse interstellar medium in the direction of IRAS 18511+0146 source. The C-H stretching mode absorption band detected toward several lines of sight of this cluster has the strongest optical depths observed in the Milky Way outside the galactic center. Different interpretations for this deep absorption band in this direction are discussed.Analogues of the amorphous carbonaceous dust component have been produced in the laboratory with a plasma source. Their IR spectra are in excellent agreement with the absorption bands observed in the diffuse interstellar medium. The samples have been characterised by UV-visible and IR absorption spectroscopy.Since a–C:H emit a visible radiation when they absorb UV or visible photons, a systematic study of this photoluminescence is performed. For the first time, the absolute and intrinsic photoluminescence yield of a–C:H is measured for a broad range of excitation wavelengths. The photoluminescence properties of a–C:H is compared to observations of the Extended Red Emission, a large interstellar emission band whose carriers are not identified.To infer the influence of cosmic rays on this carbonaceous dust, the produced analogues have been irradiated by different swift ions, similar to interstellar cosmic rays. The induced modifications have been monitored by their IR spectrum. The a–C:H dehydrogenation is observed through the progressive disappearance of the aliphatic C-H bands. Its analysis allows us to deduce the evolution of the a–C:H dust and its spectral signatures under cosmic ray exposition. The destruction due to cosmic rays is compared to the effects induced by exposure to UV photons and hydrogen atoms, in order to interpret the evolution of the absorption band at 3.4 microns observed in the diffuse interstellar medium, but not in dense clouds.

L'objectif principal de mon travail de thèse est de comprendre les processus qui agissent sur la poussière pendant le couplage entre le milieu interstellaire galactique et le milieu intra-amas. Ce processus est d'intérêt particulier dans les phénomènes violents comme les interactions galaxie-galaxie ou le "Ram Pressure Stripping" causé par la chute d'une galaxie vers le centre de l'amas.Initialement, je me suis concentré sur le problème de la destruction de la poussière et le processus de chauffage, en re-visitant les modèles présents en littérature. J'ai particulièrement insisté sur les cas des environnements extrêmes comme le gaz chaud de type coronale (e.g., IGM, ICM, HIM) et les chocs interstellaires générés par les supernovae. Sous ces conditions les petits grains sont détruits rapidement et les gros grains sont chauffés par les collisions avec les électrons énergétiques, en rendent la distribution spectral d'énergie de la poussière très différente de ce qu'on observe dans le milieu interstellaire diffus.Pour tester nos modèles j'ai les appliqués au cas d'une galaxie en interaction, NGC 4438. Les données Herschel de cette galaxie indiquent la présence de la poussière avec une température plus élevée de ce qu'on s'attendait.Avec une analyse à plusieurs longueurs d'onde on montre que cette poussière chaude semble être dans un gaz ionisé et chaud et donc subir à la fois le chauffage collisionnel et la destruction des petits grains.De plus, je me suis focalisé sur l'énigme de longue date à propos de la différence entre les échelles de temps de destruction et formation de la poussière dans la Voie Lactée. Basées sur l'efficacité de destruction de la poussière dans les chocs interstellaires, les estimations précédentes portent à une durée de vie de la poussière plus courte que l'échelle de temps typique de sa formation dans les étoiles AGB. En utilisant un modèle de poussière récent et les dernières estimations pour l'évolution de la poussière, on a réévalué la durée de vie de la poussière dans notre Galaxie. Finalement, j'ai tourné mon attention au phénomène de "Ram Pressure Stripping''. La galaxie ESO 137-001 représente un des meilleurs cas pour étudier cet effet. Sa longue queue H2 intégrée dans une queue de gaz chaud et ionisé soulève des questions sur son possible arrachement de la galaxie ou sa formation en aval dans la queue. Basé sur des récentes simulations numériques, j'ai montré que la formation des molécules de H2 sur la surface des grains dans la queue est un scénario viable. / The main goal of my PhD study is to understand the dust processing that occurs during the mixing between the galactic interstellar medium and the intracluster medium. This process is of particular interest in violent phenomena such as galaxy-galaxy interactions or the "Ram Pressure Stripping'' due to the infalling of a galaxy towards the cluster centre.Initially, I focus my attention to the problem of dust destruction and heating processes, re-visiting the available models in literature. I particularly stress on the cases of extreme environments such as a hot coronal-type gas (e.g., IGM, ICM, HIM) and supernova-generated interstellar shocks. Under these conditions small grains are destroyed on short timescales and large grains are heated by the collisions with fast electrons making the dust spectral energy distribution very different from what observed in the diffuse ISM.In order to test our models I apply them to the case of an interacting galaxy, NGC 4438. Herschel data of this galaxy indicates the presence of dust with a higher-than-expected temperature.With a multi-wavelength analysis on a pixel-by-pixel basis we show that this hot dust seems to be embedded in a hot ionised gas therefore undergoing both collisional heating and small grain destruction.Furthermore, I focus on the long-standing conundrum about the dust destruction and dust formation timescales in the Milky Way. Based on the destruction efficiency in interstellar shocks, previous estimates led to a dust lifetime shorter than the typical timescale for dust formation in AGB stars. Using a recent dust model and an updated dust processing model we re-evaluate the dust lifetime in our Galaxy. Finally, I turn my attention to the phenomenon of "Ram Pressure Stripping''. The galaxy ESO 137-001 represents one of the best cases to study this effect. Its long H2 tail embedded in a hot and ionised tail raises questions about its possible stripping from the galaxy or formation downstream in the tail. Based on recent hydrodynamical numerical simulations, I show that the formation of H2 molecules on the surface of dust grains in the tail is a viable scenario.