La dissipation d'énergie turbulente est un processus clef dans le milieu interstellaire (MIS) froid, non seulement pour comprendre les voies de formation des étoiles, mais aussi en tant que source d'énergie supra-thermique et donc capable d'ouvrir de nouveaux chemins chimiques pour expliquer les abondances d'espèces soumises à des barrières endoénergétiques, telles que $\mathrm{CH}^+$ et $\mathrm{SH}^+$ qui sont observées dans le MIS. Dans ce contexte, l'intermittence spatio-temporelle du taux de dissipation d'énergie joue un rôle crucial car elle conduit à une injection d'énergie supra-thermique qui peut localement être très intense par rapport au taux moyen. Les caractéristiques détaillées de la distribution spatiale et les propriétés géométriques des lieux de dissipation intense peut fournir des indications précieuses pour les modèles chimiques.Nous étudions ici ces structures à l'aide de simulations numériques directes, avec un soin sans précédent pour résoudre les processus dissipatifs numériquement. Le nombre de Mach dans le MIS diffus peut prendre des valeurs aussi bien grandes que petites et nous encadrons les effets de la compression entre deux catégories de turbulence en déclin. Dans le cas extrême incompressible, nous réalisons des simulations pseudo-spectrales de magnétohydrodynamique visqueuse et résistive, avec un éclairage particulier sur la diffusion ambipôlaire due à la vitesse relative qui existe entre les ions et les neutres. Du côté de la compressibilité extrême, nous considérons des simulations isothermes basées sur des schémas sur grille (type Godunov) qui incluent dissipation visqueuse et résistive: nous nous intéressons ici particulièrement à la dissipation numérique.Nos simulations incompressibles montrent que la diffusion ambipôlaire conduit le champ magnétique à petite échelle dans une configuration libre de force de Lorentz. En conséquence, l'échelle caractéristique du chauffage par friction ion-neutre se déplace à plus grande échelle, aux échelles inertielles de la turbulence, bien plus grandes que la taille estimée par le raisonnement dimensionnel classique. Les structures dissipatives dans nos simulations sont des feuilles cohérentes spatiallement, chacune portant une nature dissipative bien distincte (visqueuse, ohmique ou bien ambipôlaire). Nous révélons les lois statistiques qui gouvernent leurs caractéristiques et nous calculons les exposants des fonctions de structure qui quantifient l'intermittence.Nous montrons que les simulations compressibles sont sujettes à une forte dissipation numérique: dans nos expériences, à peu près la moitié de la dissipation totale est attribuée aux termes de dissipation physique, le reste est produit par le schéma numérique. Nous avons mis au point une méthode pour estimer localement l'énergie perdue dans le schéma et nous l'utilisons pour examiner la structure en feuilles du champ de dissipation comme dans les simulations incompressibles. Par exemple, bien que nous confirmons que la dissipation physique visqueuse est dominée par les feuilles de cisaillement plutôt que par les chocs, nous ne pouvons exclure que la dissipation numérique ne renverse cet équilibre si celle-ci était dominée par les chocs.Pour finir, nous examinons l'efficacité de diagnostiques observationnels variés pour tracer les structures de forte dissipation. En particulier, nous trouvons que les incréments de centroïdes de vitesse ou des paramètres de Stokes corrèle très bien sur le plan du ciel avec certaines structures de forte dissipation. Nous calculons aussi les exposants de l'intermittence mesurés pour ces mêmes traceurs et nous trouvons qu'ils s'étendent sur une large plage de valeurs. Enfin, nous mélangeons les phases dans l'espace de Fourier associé à la boîte de simulation périodique, et nous démontrons le rôle crucial de la cohérence de phase pour produire la structure filamentaire observée dans les cartes d'incréments commecelles obtenues récemment par la collaboration Planck / Turbulent energy dissipation is a key process in the cold interstellar medium (ISM), not only on the road to star formation but also as a source of suprathermal energy able to open new chemical routes, otherwise inactive at the low gas temperature. Such routes are required, though, to explain the high abundance of species such as $\mathrm{CH}^+$ and $\mathrm{SH}^+$ observed in the ISM. In this context, the space-time intermittency of energy dissipation is particularly relevant because it drives injection of suprathermal energy in the ISM locally far above the average level. The detailed characteristics of the spatial distribution and the geometrical properties of the energy dissipation rate can provide valuable inputs to chemical models. We study them here with the aid of direct numerical simulations with unprecedented dedication to resolve the dissipation processes numerically. As the sonic Mach number in the diffuse interstellar medium can take values in a wide range, we bracket the possible physics by considering two categories of decaying turbulence models. On the incompressible extreme, we perform pseudo-spectral simulations of viscous and resistive magnetohydrodynamics, with a particular emphasis on ambipolar diffusion due the ion-neutral drift. On the compressible extreme we consider grid-based (Godunov) simulations of isothermal resisitive and viscous magnetohydrodynamics where our focus is on numerical dissipation. Our incompressible simulations show that ambipolar diffusion leads to force-free magnetic fields at small scales. As a result, the typical scale of ion-neutral friction heating is displaced to large scales in the inertial range, much greater than dimensional analysis would predict. The structures of high dissipation are spatially coherent sheets, each with a single nature of dissipation (viscous, ohmic or ambipolar). We reveal their statistical scaling laws and compute their intermittency exponents. We show that compressible simulations are subject to a lot of numerical dissipation: in our set up, less than half of the total dissipation is accounted for by the physical terms, the rest is produced by the numerical scheme. We design a method to recover locally the energy lost in the scheme and we use it to examine the sheet-like structure of the dissipation field as in our incompressible simulations. We show that numerical dissipation prevents us to assess the nature of dissipative structures. For instance, although we confirm previous results that physical dissipation in shearing sheets rapidly dominates over shocks, the balance could be reversed if numerical dissipation were shock dominated. Finally, we examine the efficiency of various observational tracers to characterize the structures of high dissipation. In particular, we find that increments of molecular line centroid velocity or of polarization Stokes parameters correlate very well on the plane of the sky with specific structures of high dissipation. We also compute the intermittency exponents measured for these tracers and find they span a broad range of possible values. At last, we mix the Fourier phases to demonstrate the crucial role of coherence in producing the filamentary structure of observable maps of increments such as recently produced by the Planck collaboration.

Un peu plus de 150 molécules ont été détectées dans le milieu interstellaire et circumstellaire. Parmi elles, nous dénombrons une soixantaine de molécules complexes composées d'au moins 6 atomes. La chimie du milieu interstellaire, synthétisant des molécules plus ou moins complexes à la surface des grains ou en phase gazeuse, est très différente de celle connue sur Terre. À ce jour, seules l'observation et l'analyse de l'émission des différentes espèces moléculaires permettent de contraindre les modèles de chimie interstellaire.Au cours de cette thèse, j'ai recherché des molécules complexes au sein de la nébuleuse d'Orion Kleinmann-Low qui est la région de formation d'étoiles massives la plus proche de nous. De nombreuses étoiles de faible masse s'y forment également. Je me suis intéressée en particulier à la molécule du formiate de méthyle HCOOCH3 qui est une molécule complexe abondante et qui s'est révélée être un traceur de température et de structure de l'ensemble de la région étudiée. Grâce à des observations millimétriques de hautes résolutions spatiales et spectrales (respectivement de 7’’ à 2’’ et de 2.3 km/s à 0.4 km/s), obtenues avec l'interféromètre du Plateau de Bure de l'IRAM, j'ai réalisé une étude détaillée de l'émission cette molécule oxygénée dans la région du Compact Ridge. Notre étude montre que cette région particulière semble être chauffée par des mécanismes externes tels des chocs. De plus, nos observations en direction du Compact Ridge et de son voisinage tendent à confirmer la désorption suite à un choc du formiate de méthyle, ou d'un de ses précurseurs, formé à la surface des grains interstellaires.J'ai également recherché les deux isomères de formule [C2H4O2] du formiate de méthyle : le glycolaldéhyde et l'acide acétique. Leur étude a montré la difficulté de détecter des molécules peu abondantes dans Orion K-L en raison d'une confusion spectrale importante, mettant ainsi en évidence la nécessité d'observations de hautes résolutions aussi bien spatiale que spectrale pour la recherche de molécules comme le permettra l'interféromètre ALMA. Les limites supérieures de densité de colonne déduites de nos données pour le pré-sucre glycolaldehyde (CH2OHCHO, détecté dans SgrB2) sont très contraignantes pour les modèles de chimie. Nos résultats pourraient permettre une avancée dans la compréhension de l'origine de cette espèce moléculaire. / Over 150 different molecular species have been detected in the interstellar and circumstellar media. Among these, approximatively 60 are complex molecules and contain 6 or more atoms. The interstellar chemical processes that form more or less complex molecules, either on the surface of dust grains or in gas phase, are different from the processes we know on Earth. The only way to constrain chemical models relies on the observation and the analysis of the emission coming from various molecular species.The main goal of my PhD is to look for complex molecules in the nearest star forming region with both high and low mass stars, the Orion Kleinmann-Low nebula. I specially studied the emission of the methyl formate molecule (HCOOCH3) which appeared to be an abundant molecule and a good probe of the temperature and structure of Orion K-L.Using high spectral and spatial resolution millimetre observations (from 7’’ to 2’’ and from 2.3 km/s to 0.4 km/s, respectively) from the IRAM Plateau de Bure Interferometer, I carried out a detailed study of the emission of this O-bearing molecule towards the Compact Ridge component. Our study shows that this region seems to be heated by external mechanisms (e.g. shocks).Moreover, our observations toward the Compact Ridge region and its surroundings tend to confirm that methyl formate or a precursor seems to be formed on grain surfaces and is subsequently desorbed due to shocks.I also looked for the two isomers of methyl formate [C2H4O2] : glycolaldehyde and acetic acid. Owing to strong spectral confusion in the region, it is very difficult to detect low abundance molecules such as these two isomers. In order to lower the confusion level, higher spatial as well as spectral resolutions must be achieved which ALMA will soon allow.We derived upper limits for the column density of glycolaldehyde, a precursor of sugar (CH2OHCHO that has been detected towards SgrB2), these limits provide strong constraints for chemical models.

Les comètes présentent un grand intérêt à la fois pour la planétologie et pour l'exobiologie. En effet, ces corps primitifs du fait de leur petite taille et de leurs réservoirs éloignés du soleil, n'ont pas ou que très peu évolué depuis leur formation. L'étude des comètes peut donc permettre de mieux comprendre les processus physico-chimiques ayant eu lieu lors de la formation du Système Solaire. D'autre part, les analyses menées en 1986 dans l'environnement de la comète 1P/Halley ont montré l'existence, dans les grains cométaires d'une phase solide riche en composés organiques. Ainsi, les comètes ont vraisemblablement pu apporter sur la Terre primitive des composés organiques, et favoriser ainsi l'apparition de la Vie. Néanmoins la nature de cette matière organique reste encore très largement méconnue. Ces composés organiques ont vraisemblablement été formés à partir des glaces observées dans le milieu interstellaire et qui sont soumises à différentes sources d'énergie. Les objectifs du travail expérimental mené au cours de cette thèse ont donc été de caractériser les différentes étapes conduisant à la synthèse des composés organiques complexes contenus dans les comètes à partir des glaces interstellaires. En particulier, j'ai étudié i.) la quantification des glaces présentes autour des étoiles naissantes, ii.) les processus de photolyse auxquels elles sont soumises et iii.) la nature des composés organiques qui peuvent être produits durant ces processus. Les observations infrarouges ont permis de détecter de nombreuses molécules en phase condensée autour des étoiles naissantes. Afin de préciser l'abondance de ces molécules, j'ai mesuré les sections efficaces intégrées, aussi appelées forces de bandes, pour huit d'entre elles (H2O, CO, CO2, CH3OH, NH3, CH4, HCOOH and H2CO). En effet, ce paramètre spectroscopique est nécessaire à la quantification des molécules et certaines des valeurs présentes dans la littérature affichaient une grande dispersion. Les nouvelles mesures que j'ai effectuées, basées sur une revue bibliographique exhaustive des masses volumiques et des indices optiques dans le visible, confirment pour certaines molécules (CO2, CO, CH4, NH3) les valeurs utilisées pour déterminer leur abondance. Néanmoins, j'ai pu montrer que les abondances d'autres molécules dans les milieux astrophysiques restent encore très incertaines, en particulier pour CH3OH, H2CO et HCOOH. En phase condensée, la dépendance en longueur d'onde des processus de photolyse est encore très largement négligée. Grâce à l'utilisation de deux lampes VUV, dont l'irradiance spectrale a été préalablement caractérisée, j'ai pu mesurer, dans deux gammes de longueurs d'onde différentes, les rendements quantiques de production de C2H6 et de CO lors de la photolyse de CH4 et CO2. J'ai ainsi pu confirmer que les rendements quantiques dépendent bien de la longueur d'onde de photolyse. L'extrapolation des résultats expérimentaux acquis en laboratoire aux différents milieux astrophysiques nécessite donc une bonne connaissance des spectres VUV mis en jeu. L'objectif final des simulations expérimentales est de prédire la nature de la matière organique cométaire en reproduisant au mieux la chimie pouvant se dérouler dans les glaces interstellaires. Or, le méthane a été détecté en phase condensée dans le milieu interstellaire, mais son influence sur la chimie se déroulant dans des mélanges de glaces contenant les principales molécules interstellaires a été très peu étudiée. J'ai donc soumis un mélange H2O : CH3OH : NH3 : CH4 (10 : 1 : 1 : 2) à une photolyse de 26 heures puis à un chauffage. L'influence du méthane se manifeste par la présence de C2H6 après la photolyse à basse température. Lors du chauffage, le méthane et ses photoproduits semblent se sublimer. Avec ou sans CH4, la chimie à des températures supérieures à 200 K apparaît très similaire. J'en conclu donc que la présence de méthane ne modifie pas notablement la chimie des glaces lors des simulations / Comets are very interesting for planetology as well as for exobiology. On one hand, held in the furthest and coldest regions of our solar system and due to their small size, they might not have been altered since their formation. The study of comets should allow a better understanding of the physic-chemical processes occurring during the Solar system formation. On the other hand, the analysis performed in 1986 on the environment of 1P/Halley showed the presence, in the cometary dust, of organic matter. Thus, comets might have brought organics on primitive Earth which might have contributed to the apparition of life. Nevertheless, the nature of these organics is still not well-known. Cometary organics might have been synthesized from the ices detected in interstellar medium which are submitted to different energetic processes. The aims of the experimental work performed during this thesis are to characterize the different steps of the synthesis of complex organic matter contained in comets from the interstellar ices. I studied : i) The quantification of interstellar ices detected around young stellar objects ii) The characterization of the photolysis process to which ices are submitted and iii.) The nature of the organic compounds produced during these processes. Once mixtures and energetic processes are under control, we can make cometary organic analogs. Infrared observations have revealed the presence of several molecules in the solid phase around young stellar objects. To precise their molecular abundances, I have measured the integrated cross sections, also called band strengths, of 8 molecules (H2O, CO, CO2, CH3OH, NH3, CH4, HCOOH and H2CO). Indeed, this spectroscopic parameter is required for the quantification of these molecules and some values presented in literature are scattered. The new measurements performed during this thesis, which are based on a bibliographic review of densities and optical indices in the visible range, confirm the values already used for the quantification of CO2, CO, CH4, NH3. But this work also underlines that abundances of CH3OH, H2CO and HCOOH in interstellar medium are still uncertain. In the solid phase, wavelength dependence of photolysis is often neglected. Thanks to two VUV lamps, for which the spectral irradiances have been characterized, I measured the production quantum yield, in two wavelength ranges, of C2H6 and CO, during photolysis of CH4 and CO2 respectively. Thanks to this study, I point out that quantum yield depends on the photolysis wavelength. Thus, the extrapolation of the experimental results to different astrophysical medium implies a good knowledge of VUV spectra. The final objective of experimental simulations is to foresee the nature of cometary organic matter by reproducing, as realistic as possible, the chemistry occurring in interstellar ices. Methane has been detected in the solid phase in the interstellar medium, but few studies implying methane have been undertaken. Thus, I have photolyzed a mixture composed of H2O: CH3OH: NH3: CH4 (10:1:1:2) during 26 hours at low temperature and then I applied a heating process. The influence of initial methane in the ice chemistry is demonstrated by the presence of its main photoproducts, C2H6, after photolysis. But while increasing temperature, methane and its photoproducts seem to sublimate. Therefore, with or without methane, chemistry occurring at temperature higher than 200K seems to be very similar. I conclude than methane does not have significant influence on ice chemistry

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Cette thèse, motivée par le développement récent des techniques d’obtention de molécules froides, présente une étude théorique assez complète du système collisionnel ionique 3,4He + N2+. La relaxation rotationnelle de l’ion moléculaire a été décrite dans les régimes froid et ultrafroid, pour lesquels l’interaction spin-rotation du radical paramagnétique joue un rôle crucial. L’apparition de nouvelles résonances spécifiques de cette interaction a été analysée. Un autre phénomène directement lié à cette interaction, celui de la réorientation du moment magnétique associé au spin électronique du diatome induite par collision avec l’hélium, a été étudié d’abord en l’absence puis en présence d’un champ magnétique externe. Les mêmes méthodes de dynamique quantique inélastique ont été utilisées pour l’étude de la collision H2 + HF d’intérêt astrochimique. / Abstract

L'hydrogène moléculaire diffus et froid peut être l'un des candidats ultimes à la composante baryonique cachée de la Voie Lactée. Nous décrivons une nouvelle voie de recherche de matière transparente dans le disque et le halo galactiques, qui exploite les effets de diffraction et de réfraction de la lumière des étoiles d'arrière-plan. En simulant le retard de phase induit par un milieu turbulent, nous avons calculé la figure d'éclairement sur la terre d'une source étendue pour une bande passante donnée. Nous montrons que dans les cas favorables, la luminosité apparente d'une étoile d'arrière-plan peut être soumise à des fluctuations stochastiques de l'ordre de quelques pour cent sur une échelle de temps caractéristique de quelques minutes. Nous avons recherché de tels effets de scintillation, induits par du gaz moléculaire de nébuleuses visibles (sombres), ainsi que par d'hypothétiques (invisibles) clumpuscules d'hydrogène moléculaire froid du halo, pendant deux nuits avec le détecteur infra-rouge SOFI au foyer du télescope NTT de l'ESO. Parmi les quelques milliers d'étoiles surveillées, nous avons détecté un objet dont les variations sont compatibles avec un fort effet de scintillation à travers une structure turbulente de la nébuleuse B68. Comme par ailleurs aucun effet de scintillation n'a été trouvé vers le Petit Nuage de Magellan, nous sommes en mesure d'établir des limites supérieures sur la contribution des clumpuscules de gaz à la masse du halo galactique. Nous montrons qu'une surveillance à cadence élevée dans la bande visible avec un télescope de diamètre supérieur à quatre mètres équipé d'une caméra à lecture rapide devrait permettre, avec une exposition de quelque millions (d'heures x étoiles), de quantifier ou de borner d'une façon très significative la contribution du gaz moléculaire turbulent au halo Galactique. / Cool molecular hydrogen H2 may be the ultimate possible constituent to the Milky-Way missing baryon. We describe a new way to search for such transparent matter in the Galactic disc and halo, through the diffractive and refractive effects on the light of background stars. By simulating the phase delay induced by a turbulent medium, we computed the corresponding illumination pattern on the earth for an extended source and a given passband. We show that in favorable cases, the light of a background star can be subjected to stochastic fluctuations of the order of a few percent at a characteristic time scale of a few minutes. We have searched for scintillation induced by molecular gas in visible dark nebulae as well as by hypothetical halo clumpuscules of cool molecular hydrogen (H2_He) during two nights, using the NTT telescope and the IR SOFI detector. Amongst a few thousands of monitored stars, we found one light-curve that is compatible with a strong scintillation effect through a turbulent structure in the B68 nebula. Because no candidate were found toward the SMC, we are able to establish upper limits on the contribution of gas clumpuscules to the Galactic halo mass. We show that the short time-scale monitoring of a few 10^6 star _ hour in the visible band with a >4 m telescope and a fast readout camera should allow one to interestingly quantify or constrain the contribution of turbulent molecular gas to the Galactic halo.

Ce travail de thèse traite d'expériences d'astrophysique de laboratoire sur des matériaux aromatiques, étudiés pour la plupart dans des conditions proches de celles rencontrées dans les milieux interstellaire et circumstellaire, comprenant rayons cosmiques et irradiations UV. Ces dernières sont à l’origine de bandes d'émission dans l'infrarouge moyen, dont les porteurs supposés sont principalement les Hydrocarbures Aromatiques Polycycliques (PAHs) et les nanoparticules aromatiques. Un nouveau spectromètre, FIREFLY (Fluorescence in the InfraRed from Excited FLYing molecules), contenant une réplique des filtres circulaires variables à bord de l'instrument ISOCAM du satellite ISO, a été mis au point et caractérisé au cours de cette thèse. Cet instrument a permis de mesurer la désexcitation infrarouge dans la région des modes d'élongations CH (3.3 µm, soit 3000 cm-1) des dérivés du benzène et du naphtalène à température ambiante, suite à l’absorption d'un photon UV. Ceci montre, avec l’appui de la modélisation, que la spectroscopie d’émission IR est un outil puissant permettant de comprendre les effets d'anharmonicité liés à l'énergie interne, l’isomérisation voire même la dynamique intramoléculaire non-adiabatique, au travers de la spectroscopie d'excitation de fluorescence infrarouge (une nouvelle technique). Ce travail est préliminaire à la future mesure de fluorescence infrarouge de nanoparticules aromatiques en phase gazeuse et à basse température produites par une flamme basse pression, dans le but de comparer les spectres de laboratoire avec les observations astrophysiques. Le dépôt d'énergie par les rayons cosmiques a été étudié grâce à une autre expérience, l'irradiation ionique d'analogues de poussières interstellaires et circumstellaires (suies produites par la flamme basse pression), mettant en évidence une réorganisation chimique. Les suies sont caractérisées par différents diagnostics complémentaires tels que la Microscopie Electronique en Transmission à Haute Résolution et les spectroscopies infrarouge à Transformée de Fourier et Raman. L'ensemble des informations tirées permet de mieux cerner la nanostructuration des analogues et ainsi mieux identifier les différentes signatures spectrales astrophysiques (interprétation de la bande à 7.7 µm comme une bande de défauts). Grâce à ces expériences, nous espérons améliorer notre compréhension de la structure, croissance et évolution de la poussière, d'un point de vue astrophysique. / The work presented in this thesis deals with laboratory astrophysics experiments of aromatic compounds, mostly studied in conditions similar to those encountered in interstellar and circumstellar environments, including cosmic rays and UV irradiations. These are the source of mid-infrared emission bands whose carriers are supposed to be composed mainly of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) and aromatic nanoparticles.A new spectrometer, FIREFLY (Fluorescence in the InfraRed from Excited FLYing molecules), containing a replica of the circular variable filters of the ISOCAM instrument on-board the ISO satellite, was developed and characterized in this thesis. This instrument was used to measure the infrared de-excitation in the CH stretching mode region (3.3 µm or 3000 cm-1) from benzene derivatives and from naphthalene at room temperature, following the absorption of a single UV photon. With the support of modelling, IR emission spectroscopy is a powerful tool for understanding the effects of anharmonicity related to the internal energy, isomerization and also the non-adiabatic intramolecular dynamics through the new technique of IR fluorescence excitation spectroscopy. This work is preliminary to the infrared fluorescence measurement of low-temperature gas phase aromatic nanoparticles produced by a low pressure flame, in order to compare the laboratory spectra with astrophysical observations.Cosmic-ray energy deposition has been studied with another experiment: the ionic irradiation of interstellar and circumstellar dust analogues (soot produced by the low pressure flame) highlights a chemical reorganization. Soot is characterized by complementary diagnostics such as High Resolution Transmission Electron Microscopy, Fourier Transform Infrared spectroscopy and Raman spectroscopy. The results help identify the analogue nanostructures and better identify the astrophysical spectral signatures (interpretation of the 7.7 µm band as a defect band). Through these experiences, we hope to improve our understanding of the structure, growth and evolution of the dust, in the astrophysical context.

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Les fusions sont un évènement essentiel dans la formation des grandes structures de l’Univers; elles jouent un rôle important dans l’histoire de formation et l’évolution des galaxies. Outre une transformation morphologique, les fusions induisent d’importants sursauts de formation d’étoiles. Ces sursauts sont caractérisés par des Efficacités de Formation Stellaire (EFS) et des Taux de Formation Stellaire Spécifiques (TFSS), i.e., respectivement, des Taux de Formation Stellaire (TFS) par unité de masse gazeuse et des TFS par unité de masse stellaire, plus élevés que ceux des galaxies spirales. A toutes les époques cosmiques, les galaxies à sursaut de formation d’étoiles sont des systèmes particuliers, en dehors de la séquence définie par les galaxies spirales. Nous explorons l’origine du mode de formation stellaire par sursaut, à travers trois systèmes in interaction: Arp 245, Arp 105 et NGC 7252. Nous avons combiné des observations JVLA haute résolution de la raie à 21-cm, traçant le gaz Hi diffus, avec des observations GALEX dans l’UV, traçant les jeunes régions de formation d’étoiles. Nous sommes ainsi en mesure de sonder les conditions physiques locales du Milieu InterStellaire (MIS) pour des régions de formation d’étoiles indépendantes, et d’étudier la transformation du gaz atomique en gaz dense dans différents environnements. Le rapport SFR/HI apparaît bien plus élevé dans les régions centrales que dans les régions externes, indiquant une fraction de gaz dense plus élevée (ou une fraction de gaz HI moins élevée) dans les régions centrales. Dans les régions externes des systèmes, i.e., les queues de marées, où le gaz est dans une phase principalement atomique, nous observons des rapports SFR/ HI plus élevés que dans les environnements standards dominés par le HI, i.e., les régions externes des disques de spirales et les galaxies naines. Ainsi, notre analyse révèle que les régions externes de fusions sont caractérisées par des EFS élevées, par comparaison au mode de formation stellaire standard. Observer des fractions de gaz dense élevées dans les systèmes en interaction est en accord avec les prédictions des simulations numériques; ceci résulte d’une augmentation de la turbulence du gaz durant une fusion. La fusion affecte les propriétés de formation stellaire du système probablement à toutes les échelles, depuis les grandes échelles, avec une turbulence augmentant globalement, jusqu’aux petites échelles, avec des modifications possibles de la fonction de masse initiale. A partir d’une simulation numérique haute résolution d’une fusion majeure entre deux galaxies spirales, nous analysons les effets de l’interaction des galaxies sur les propriétés du MIS à l'échelle des amas stellaires. L’accroissement de la turbulence du gaz explique probablement la formation de Super Amas Stellaire dans le système. Notre étude de la relation SFR–HI dans les fusions de galaxies sera complétée par des données HI haute résolution pour d’autres systèmes, et poussée vers des échelles spatiales encore plus petites. / Mergers are known to be essential in the formation of large-scale structures and to have a significant role in the history of galaxy formation and evolution. Besides a morphological transformation, mergers induce important bursts of star formation. These starburst are characterised by high Star Formation Efficiencies (SFEs) and Specific Star Formation Rates, i.e., high Star Formation Rates (SFR) per unit of gas mass and high SFR per unit of stellar mass, respectively, compared to spiral galaxies. At all redshifts, starburst galaxies are outliers of the sequence of star-forming galaxies defined by spiral galaxies. We have investigated the origin of the starburst-mode of star formation, in three local interacting systems: Arp 245, Arp 105 and NGC 7252. We combined high-resolution JVLA observations of the 21-cm line, tracing the HI diffuse gas, with UV GALEX observations, tracing the young star-forming regions. We probe the local physical conditions of the Inter-Stellar Medium (ISM) for independent star-forming regions and explore the atomic-to-dense gas transformation in different environments. The SFR/HI ratio is found to be much higher in central regions, compared to outer regions, showing a higher dense gas fraction (or lower HI gas fraction) in these regions. In the outer regions of the systems, i.e., the tidal tails, where the gas phase is mostly atomic, we find SFR/HI ratios higher than in standard HI-dominated environments, i.e., outer discs of spiral galaxies and dwarf galaxies. Thus, our analysis reveals that the outer regions of mergers are characterised by high SFEs, compared to the standard mode of star formation. The observation of high dense gas fractions in interacting systems is consistent with the predictions of numerical simulations; it results from the increase of the gas turbulence during a merger. The merger is likely to affect the star-forming properties of the system at all spatial scales, from large scales, with a globally enhanced turbulence, to small scales, with possible modifications of the initial mass function. From a high-resolution numerical simulation of the major merger of two spiral galaxies, we analyse the effects of the galaxy interaction on the star forming properties of the ISM at the scale of star clusters. The increase of the gas turbulence is likely able to explain the formation of Super Star Clusters in the system. Our investigation of the SFR-HI relation in galaxy mergers will be complemented by high-resolution HI data for additional systems, and pushed to yet smaller spatial scales.

Alors que les galaxies évoluent, leur milieu interstellaire (MIS) s’enrichit continuellement en métaux, et cet enrichissement influence la formation d’étoiles. Les galaxies naines de faible métallicité de l’Univers Local sont les candidates idéales pour étudier l’influence de cet enrichissement en métaux sur les propriétés du MIS des galaxies et nous donne un aperçu des processus d’enrichissement et de formation stellaire dans des conditions proches de celles trouvées dans les systèmes pauvres en métaux de l’Univers primordial. Des études précédentes ont montré que le MIS des galaxies naines pose un certain nombre d’énigmes en terme d’abondance des grains, de composition de la poussière et même des processus d’émission en infrarouge lointain (FIR). Cependant, ces études étaient limitées à la poussière chaude émettant à des longueurs d’onde plus courtes que 200 micromètres et étaient effectuées sur un petit nombre de galaxies. Grâce à une sensibilité et une résolution améliorées dans les domaines FIR et submillimétriques (submm), Herschel nous donne une vue nouvelle sur les propriétés de la poussière froide dans les galaxies et nous permet d’étudier les galaxies les plus pauvres en métaux de manière systématique. Dans ce travail, je mène une étude des propriétés des poussières dans les galaxies naines et compare avec des environnements plus riches en métaux, pour aborder la question de l’impact de la métallicité sur les propriétés de la poussière. La nouveauté de ce travail réside dans le fait que les galaxies naines sont étudiées de manière systématique, nous permettant d’accéder aux, et de quantifier les propriétés générales représentatives de ces systèmes. Cette étude est conduite sur toute la gamme de longueurs d’onde infrarouge (IR)-submm, avec les nouvelles observations en FIR/submm d’Herschel, ainsi que des données Spitzer, WISE, IRAS, et 2MASS. Nous complétons ces données avec des mesures en domaine submm de télescopes au sol comme APEX ou le JCMT, pour étudier la présence et les caractéristiques de l’excès submm dans mon échantillon de galaxies. Je collecte aussi les données HI et CO pour accéder aux propriétés du gaz dans ces galaxies et étudier l’évolution du rapport en masse gaz-sur-poussière (G/D) avec la métallicité. Notre étude révèle des propriétés de poussière différentes dans les environnements de faible métallicité que celles observées dans des systèmes plus riches en métaux (par exemple, une poussière globalement plus chaude). Une émission en excès par rapport aux modèles utilisés, apparait souvent aux alentours de 500 micromètres, menant à d’importantes incertitudes sur les propriétés de la poussière, notamment sur la masse de poussière. Les excès les moins importants peuvent cependant être expliqués en utilisant une autre composition pour la poussière, avec des grains plus émissifs. Traceur idéal de l’état d’évolution chimique d’une galaxie, le G/D est en fait bien plus grand que ce que l’on pourrait attendre si l’on considère un modèle simple d’évolution chimique. Interprétée avec des modèles d’évolution chimique plus complexes, incorporant des processus de croissance des grains et/ou une formation d’étoiles épisodique, la relation entre le G/D et la métallicité, ainsi que sa dispersion, peuvent être expliquées par la grande variété d’environnements que nous considérons dans notre étude. / As galaxies evolve, their Interstellar Medium (ISM) becomes continually enriched with metals, and this metal enrichment influences the subsequent star formation. Low metallicity dwarf galaxies of the local Universe are ideal candidates to study the influence of metal enrichment on the ISM properties of galaxies and gives us insight into the enrichment process and star formation under ISM conditions that may provide clues to conditions in early universe metal-poor systems. Previous studies have shown that the ISM of dwarf galaxies poses a number of interesting puzzles in terms of the abundance of dust grains, the dust composition and even the FIR emission processes. However these studies were limited to the warmer dust emitting at wavelengths shorter than 200 microns and were done only on a small number of dwarf galaxies. Thanks to its increased sensitivity and resolution in FIR and submillimeter (submm) wavelengths, Herschel gives us a new view on the cold dust properties in galaxies and enables us to study the lowest metallicity galaxies in a systematic way. In this work, I carry out a study of the dust properties in dwarf galaxies and compare with more metal rich environments, in order to address the question of the impact of metallicity on the dust properties. The novelty of this work lays in the fact that dwarf galaxies are studied here in a systematic way, enabling us to derive and quantify the general properties that are representative of these systems. This study is conducted over the full IR-to-submm range, using new FIR/submm Herschel observations, Spitzer, WISE, IRAS and 2MASS data. We complete this set of data with longer submm measurements from ground-based facilities such as APEX and JCMT to study the presence and characteristics of the submm excess in my sample of galaxies. I also collect Hi and CO data to access the gas properties of the galaxies and study the evolution of the G/D with metallicity. Our study reveal different dust properties in low-metallicity environments than that observed in more metal-richs systems (e.g., an overall warmer dust component). An excess submm emission is often apparent near and/or beyond 500 microns rendering large uncertainties in the dust properties, even for something as fundamental as dust masses. Some of the smallest excesses can be explained by using another dust composition with more emissive grains. Ideal tracer of the chemical evolutionary stage of a galaxy, the gas-to-dust mass ratios (G/D) is found to be much higher than what is expected by simple chemical evolution models. Interpreted with more sophisticated chemical evolution models, including dust growth in the ISM and/or episodic star formation, the relation of the G/D with metallicity and its scatter can be explained by the wide variety of environments we are considering.