La dynamique du milieu interstellaire (MIS) est au cœur de notre compréhension de la formation des étoiles. La structuration du MIS est régiée par l’interaction entre gravité, mouvements turbulents et champs magnétiques. Si les deux premiers acteurs sont bien caractérisés par les observations, le r ˆ ole du champ magnétique Galactique (CMG), ainsi que son interaction avec la matière interstellaire, sont encore peu connus. La cartographie complète du ciel dans le domaine submillimétrique réalisée par le satellite Planck nous permet d’étudier la structure du CMG, projetée sur le plan du ciel, à partir de la polarisationde l’émission de la poussière interstellaire. Dans cette thèse, nous présentons une analyse des cartes en polarisation à 353 GHz, observées par l’instrument à hautes fréquences HFI de Planck. Nous étudions la structure du CMG et son interaction avec la turbulence interstellaire, de l’ensemble du voisinage Solaire aux échelles de la structure en filaments de la matière, dans le milieu diffus et les nuages moléculaires. La première étude statistique de la corrélation entre la géométrie du CMG et la structure de matière interstellaire est réaliséeen utilisant une méthode originale pour identifier les structures et mesurer leur orientation sur l’ensemble du ciel, puis quantifier les effets de projections. Les résultats sont interprétés en référence aux hypothèses théoriques et aux résultats obtenus à partir de simulationsnumériques magnétohydrodynamiques. Nous concluons que la turbulence tend à former des structures parallèles au champ magnétique dans le milieu diffus, et la gravité des structures perpendiculaires au champ dans les nuages moléculaires. Enfin, nous présentons et discutons deux perspectives liées à notre travail: la modélisation du ciel en polarisation aux hautes latitudes Galactiques comme avant-plan du fond cosmologique, et la relation entre cinématique du gaz et champ magnétique dans les structures en filaments du MIS. / The study of the dynamics of the interstellar medium (ISM) is essential to understand star formation. The ISM is a turbulent and magnetized medium governed by the interplay of self-gravity, turbulent motions and magnetic fields. While the former two are well characterized byexisting models and observations, today, the role of the Galactic magnetic field (GMF), and its interaction with interstellar matter, represent the most difficult aspects to probe. Thanks to its high sensitivity and resolution, full-sky coverage, and imaging at sub-mm wavelengths,the Planck satellite represents an enormous step forward in the characterization of the statistical properties of the GMF, as traced by dust polarization. In this thesis we present an analysis of the 353 GHz Stokes parameters maps (I, Q, U) observed with the High Frequency Instrument (HFI) of Planck. we aim at studying the structure of the GMF, and its interplay with interstellar turbulence, from the largest scales in the Solar neighborhood to those of the filamentary structures in the diffuse ISM and molecular clouds. We also develop a dedicated methodology to produce the first statistical study on the correlation betweenthe geometry of the GMF, projected on the plane of the sky, and the structure of interstellar matter. We interpret the results of the data analysis in light of theoretical models and Magneto-Hydrodynamic (MHD) numerical simulations, and conclude that my findings supporta scenario of formation of structures in the ISM where turbulence organizes matter parallel to the magnetic field in the diffuse medium, and the gas self-gravity produces perpendicular structures in the densest and magnetically dominated regions. We propose and discuss several perspectives of research related to our results, from the modeling of the high-latitude sky in polarization, for the investigation of dust properties and cosmological foregrounds, to the comparison of magnetic fields with the kinematics of the filamentary structures in the SM.

Parmi les différentes structures de l'univers existe ce qu'on appelle le milieu interstellaire (MIS). C'est un endroit où gaz et poussière co-existent et interagissent en parfaite harmonie. L'hydrogène moléculaire est l'espèce la plus abondante et de loin la plus importante du gaz interstellaire. Elle est à la base de trois sur quatre des molécules les plus essentielles à l'apparition de la vie : l'eau, le méthane, l'amine et le monoxyde de carbone. La physico-chimie du MIS qui mène à la formation de nouvelles molécules est divisée en deux : les réactions en phase gazeuse et les réactions sur les grains de poussière qui s'est révélée la voie de formation la plus efficace pour l'hydrogène moléculaire. Ce travail de thèse est une contribution expérimentale à l'étude de l'interaction et de la formation de l'hydrogène moléculaire sur les surface de glace d'eau amorphe qui couvrent les grains de poussière dans les nuages sombres du MIS. Dans ce but, en réunissant techniques ultravides, systèmes cryogéniques, jets atomiques et moléculaires, spectrométrie de masse et modélisation, plusieurs expériences ont été faites en utilisant le dispositif FORMOLISM (FORmation of MOLecules in the InterStellar Medium).

De l'IR au submillimétrique, le spectre du milieu interstellaire (MIS) est dominé par l'émission des grains de poussière interstellaires. Les plus petits d'entre eux, les PAHs, sont en fait de grosses molécules aromatiques polycycliques hydrogénées. Leur présence est attestée par l'observation d'une série de bandes vibrationnelles dans l'IR moyen, caractéristiques de modes de vibration C-C et C-H sur des cycles aromatiques. Etant donnée l'importance des PAHs pour la physique et la chimie du MIS (chauffage du gaz, formation de H2), il est essentiel de trouver d'autres observables pour contraindre leurs propriétés. L'émission micro-onde des grains interstellaires qui sera observée prochainement avec le satellite Planck est de ce point de vue une opportunité. En effet, les efforts faits récemment dans le but de mesurer les fluctuations du fonds diffus cosmologique ont motivé une étude détaillée des émissions Galactiques dans le domaine micro-onde. Un excès d'émission inattendu a été découvert entre 10 et 90 GHz et ne peut être expliqué par aucun des mécanismes d'émission déjà connu dans ce domaine de fréquences. Cet excès, baptisé « émission anormale », s'est révélé être corrélé à l'émission IR des grains interstellaires. L'origine de l'émission anormale pourrait être l'émission dipolaire électrique de PAHs en rotation.<br /> L'objectif central de ma thèse est la compréhension de l'émission des PAHs interstellaires à grande longueur d'onde en vue de mieux contraindre leurs propriétés et de préparer l'analyse des données Planck-Herschel. Mon travail de thèse a consisté en deux parties complémentaires : modélisation de l'émission des PAHs interstellaires de l'IR proche au centimètre, puis confrontation de ce modèle aux observations disponibles dans le but d'obtenir un modèle physique.<br /> La première partie de mon travail de modélisation concerne l'émission rovibrationnelle des PAHs. J'ai adopté une section efficace déduite des observations ISO et Spitzer pour λ ≤ 20 µm. A plus grande longueur d'onde, trois modes vibrationnels ont été ajouté à partir des travaux théoriques de Malloci et al. (2007). Ce modèle permet de reproduire le spectre du milieu diffus et d'une région de photodissociation avec un mélange de PAHs neutres et ionisés. J'ai par ailleurs montré que si l'émission rovibrationnelle des PAHs dans l'IR moyen est proportionnelle à l'intensité du champ de rayonnement, ce n'est plus le cas pour λ ≥ 3 mm. La seconde partie a consisté en la modélisation de l'émission purement rotationnelle des PAHs. J'ai utilisé des propriétés moléculaires réalistes et traité les interactions avec les atomes et les ions du gaz interstellaire. L'excitation et le freinage par émission de photons rotationnels et rovibrationnels ont également été inclus. L'émission rotationnelle en bande large a été estimée pour une large gamme de conditions astrophysiques et de propriétés des grains. J'ai par ailleurs mis en évidence l'indépendance du spectre d'émission rotationnelle par rapport à l'intensité du champ de rayonnement G0 et à la densité du milieu dans lequel les grains se trouvent nH (G0 ≤ 100 et nH ≤ 30 cm-3).<br /> J'ai ensuite confronté les résultats de cette modélisation aux observations disponibles. La première étape a été l'extraction de l'émission anormale des données WMAP, à laquelle j'ai participé. Nous avons pu mettre en évidence l'existence d'une composante anormale forte, non polarisée, à 23 GHz. Elle a été incluse dans le Planck Sky Model. Pour la première fois, nous avons pu montrer que l'émission anormale est bien corrélée avec l'émission des poussières et que cette corrélation est meilleure à 12 µm (caractéristique des PAHs) qu'à 100 µm (caractéristique de grains plus gros). J'ai également montré l'indépendance de l'émission anormale par rapport à l'intensité du champ de rayonnement, une des prédictions du modèle. Les caractéristiques des grains déduites de l'émission anormale sont par ailleurs en accord avec celles déduites de l'émission IR. J'ai également étudié la région moléculaire G159.6-18.5 dans Persée et montré que son spectre d'émission anormale est bien ajusté avec une distribution de tailles bimodale, en accord avec les travaux théoriques de Le Page et al. (2003).

Les poussières sont un acteur important de l'évolution du milieu interstellaire, et plus généralement des galaxies. De nombreux modèles prédisent une destruction importante de ces poussières dans les chocs impulsés par les explosions de supernovæ, Ce constat impose de reformer les poussières dans la phase dense du milieu interstellaire. Dans cette thèse, nous nous intéressons au traitement des poussières dans les chocs MHD se propageant dans les nuages denses, premier pas vers une étude plus générale de l'évolution des poussières dans la phase froide du milieu interstellaire. Nous calculons l'intensité de la destruction des poussières silicatées et carbonées, par érosion et vaporisation, dans des chocs MHD transverses mono-fluides (type J) et multi-fluides (type C) de vitesse inférieure à 50 km/s. Les grains de poussières sont modélisés par des cœurs réfractaires sphériques, homogènes et non poreux, recouverts d'un manteau de glaces. La distribution en taille des poussières résultant de la compétition entre la fragmentation et la coagulation dans ces chocs est également calculée et couplée à la résolution de la dynamique du choc. La distribution de charge hors-équilibre des grains, leur dynamique à travers le choc (compte tenu de leur inertie et des fluctuations de leur charge), et le traitement qu'ils subissent sont intégrés en simultané de la résolution de la chimie, de l'état d'ionisation et de la dynamique du gaz dans le choc. Ce couplage complet, indispensable pour les chocs C, permet d'estimer l'effet rétroactif du traitement des poussières sur la dynamique du choc. Nous présentons la première étude de la destruction des poussières par les chocs J se propageant dans les nuages denses. Quelques résultats préliminaires sur le traitement dans les chocs C soulignent la place particulière qu'occupent les poussières dans ces chocs dont les propriétés rappellent celles des dusty plasmas.

La formation de H2 dans le milieu interstellaire, à partir de deux atomes H, est une question essentielle en astrophysique. Cette réaction exothermique qui a lieu à la surface d'un grain de poussière interstellaire est la première étape d'une suite de réactions primordiales pour la physico-chimie. Dans les nuages diffus et les régions de photodissociation, on invoque pour mécanisme de formation une réaction de catalyse hétérogène Eley Rideal, un des atomes étant chimisorbé. Les grains sont principalement carbonés et constitués notamment de graphite. Les travaux théoriques antérieurs effectués en géométrie réduite n'ont pas permis d'expliquer la formation de H2 dans les états rovibrationnels observés (v<5). Pour prendre en compte les degrés de liberté de tous les atomes, nous avons conçu à partir du potentiel de Brenner, un nouveau potentiel pour modéliser le système graphène-H-H avec lequel nous avons réalisé une étude de dynamique moléculaire classique de la formation de H2. Cette étude a été effectuée pour des énergies de collision d'atomes H incidents de 0.015eV à 0.2eV et pour des surfaces à 0, 10 et 30K. Un des résultats principaux est que la section efficace de réaction est directement reliée à l'allure du potentiel que voit l'atome H incident. De plus, il a été mis en évidence que la distribution rovibrationnelle obtenue en autorisant la relaxation de la surface correspond mieux à celle observée par les astrophysiciens (v < 6), la surface absorbant ~25% de l'énergie disponible. Des travaux étudiant l'influence de la présence d'un atome H supplémentaire sur la surface ou d'une possible structure poreuse des grains, sur la formation de H2, sont présentés en annexe.

La composante hélium neutre du milieu interstellaire local pénètre dans le système solaire où elle est soumise à la gravité (diminuée de la pression de radiation) et à l'ionisation due aux rayonnements solaires. La diffusion résonnante du flux solaire à 58,4 nm par cette composante a été mesurée à bord du satellite PROGNOZ 6 et cartographiée. Le travail présenté dans cette thèse concerne le dépouillement des données satellitaires et l'identification des mesures utilisable. Un modèle physique et mathématique détaillé a été construit pour l'analyse de ces mesures, puis il a été programmé en Fortran. Ce modèle dépends bien entendu des paramètre dynamiques (vitesse, direction, densité, température) du milieu interstellaire, mais également de paramètres solaires dont certains sont mal connus. La dernière phase du travail consiste en l'ajustement des paramètres du modèle pour rendre compte au mieux des observations disponibles. Les valeurs des paramètres et leur degré de validité (sensibilité du modèle) sont alors discutées et comparées aux déterminations existantes.

Les observations de la phase moléculaire du milieu interstellaire révèlent une structure complexe, tant en vitesse qu'en densité, hiérarchisée sur plus de quatre ordres de grandeur. La compréhension des phénomènes à l'origine de cette structuration, amenant aux premiers stades de la formation stellaire, appelle une description adéquate de champs auxquels l'observateur n'a pas accès directement. Il est donc nécessaire de comprendre la chaine des processus physiques, observationnels et instrumentaux aboutissant aux quantités effectivement mesurées. Ce problème est ici abordé en trois points. Les structures observées sont le résultat d'une projection complexe des champs tridimensionnels sur un espace hybride position-position-vitesse, dont on peut tirer des cartes bidimensionnelles d'intensité intégrée et de centroïdes de vitesse. Nous démontrons le lien qui existe entre les propriétés statistiques de ces cartes et celles des champs d'origine. En particulier, nous montrons que l'indice spectral de la carte des centroïdes est égal à celui du champ de vitesse, dans l'approximation des faibles fluctuations de densité, qui est discutée numériquement. D'autre part, le filtrage spatial imposé par les observations interférométriques dégrade les distributions de brillance projetées sur le plan du ciel. Dans le cadre de l'évaluation des performances du futur réseau ALMA, et à l'aide d'un simulateur instrumental, nous montrons que le spectre de puissance est, parmi les différents outils de caractérisation des structures, celui qui permettra le mieux de remonter aux statistiques des distributions de brillance à partir des données. Nous introduisons en outre une méthode nouvelle et prometteuse, tant en termes d'analyse que de traitement, fondée sur les incréments des phases des composantes de Fourier. Enfin, la question de la formation des raies interstellaires est abordée dans le cadre d'un formalisme de transfert radiatif stochastique unidimensionnel. Sur cette base préexistante, nous introduisons le cas d'un champ de vitesse corrélé au champ de densité par une relation polytropique, et nous en déduisons une équation de transfert généralisée. Nous montrons également que la distribution des vitesses le long de la ligne de visée n'est pas gaussienne, contrairement au cas sans corrélation, ce qui indique que l'interprétation des profils de raie doit tenir compte de cet effet.

Nous tentons dans cette thèse d?interpréter les Extreme Scattering Events (ESE?s) par la turbulence naturelle du milieu interstellaire (MIS) ionisé. Il est bien connu que les inhomogénéités du MIS ionisé suivent un spectre de puissance de Kolmogorov. Dans l?approximation de l?écran mince, on montre d?abord en optique géométrique qu?on peut produire le phénomène d?ESE. On effectue ensuite le calcul dans le cadre de la diffraction de Fresnel. On obtient des ?pseudo?-ESEs qui ne sont pas très profonds et n?apparaissent pas au même moment aux trois fréquences simulées comme dans le cas des observations du pulsar B1937+21 au radiotélescope de Nançay. On montre par contre que les paramètres obtenus de la scintillation simulée sont en très bon accord avec les observations et la théorie. Cette étude conduite sur un ?ALPHA server? est une première étape nécessaire et importante dans l?étude de la scintillation interstellaire.

L'oxygene est l'un des elements les plus abondants dans le milieu interstellaire. Il est par consequent primordial de chercher a comprendre sa chimie et sous quelle forme il se trouve dans les differentes phases de ce milieu. Les contraintes imposees par les observations SWAS et ISO representent un defi pour les theoriciens car elles mettent en defaut les modeles etablis jusqu'a ce jour. Sous quelles formes se trouvent l'oxygene dans les nuages moleculaires et quelles sont les principales especes porteuses d'oxygene responsables du refroidissement? L'oxygene atomique est l'un des principaux agents de refroidissement du milieu interstellaire a travers ses transitions fondamentales dans l'infrarouge. Je presenterai dans un premier temps les outils utilises au cours de mon travail de recherche et particulierement l'instrument ISO/LWS utilise pour les observations de l'oxygene atomique. J'introduirai alors les observations obtenues en direction de complexes de formations d'etoiles (regions HII) lointaines dans notre Galaxie. Le rayonnement ultraviolet lointain des etoiles massives illumine et photo-dissocie la matiere environnante en creant une region de photo-dissociation (PDR). Les raies infrarouges emises par le gaz dans ces regions ([OI] 63 microns, [OI] 145 microns et [CII] 158 microns) dominent le refroidissement dans le milieu interstellaire. L'absorption du rayonnement continu intense emit par ces regions sur la ligne de visee va permettre de tracer les nuages moleculaires presents dans les bras spiraux de la Galaxie. Je presenterai le travail de modelisation des spectres infrarouges en direction de deux PDRs spectaculaires W49N et Sagittarius B2 afin de caracteriser a la fois la PDR emettrice et les nuages moleculaires presents sur la ligne de visee. Une des conclusions de ce travail, en desaccord avec les modeles theoriques, implique que la majeure partie de l'oxygene en phase gazeuse dans les nuages moleculaires se trouve sous forme atomique. Ces observations sont en accord avec celles du satellite SWAS qui montrent que l'abondance du dioxygene (O2) est beaucoup plus faible que celle predite par les modeles. Ces resultats devraient permettre de mieux contraindre les futurs modeles theoriques. Ce travail a permis de mettre en evidence le caractere spectaculaire du complexe de formation d'etoiles W49N qui apparait comme l'une des regions HII les plus lumineuses de la Galaxie. Cette region est tres jeune et les proto-etoiles massives recemment formees et enfouies dans leur cocon n'ont pas eu le temps de disperser les nuages moleculaires environnants.

Cette thèse a pour cadre général la modélisation et l'étude des systèmes dynamiques étendus. Nous nous sommes plus particulièrement intéressés aux systèmes possédant une longueur naturelle de discrétisation. Les modèles ainsi obtenus offrent la possibilité de tenir compte de processus trop coûteux numériquement dans des modèles continus. Nous avons considéré deux applications : les nuages moléculaires opaques et la transition vers la turbulence par intermittence spatio-temporelle. Les modèles détaillés de nuages moléculaires ont montré que dans ces régions il n'y a pas de processus dominant. Une description réaliste doit inclure une chimie comprenant une centaine d'espèces au sein d'un fluide turbulent dont le bilan thermique local nécessite la résolution des équations du transfert radiatif. Nous avons développé un modèle minimal, de type ``réseau d'itérations couplées'', en nous plaçant à un niveau phénoménologique. L'étude de ce modèle a montré qu'il est indispensable de prendre en compte ces trois aspects pour décrire les processus contrôlant globalement l'évolution de ces systèmes. En 1986, Y. Pomeau prédit l'existence d'un scénario spécifique et ``universel'' de transition vers la turbulence par intermittence spatio-temporelle. Nous avons étudié le rôle des structures propagatives couramment observées dans les simulations numériques et les expériences, qui peuvent a priori limiter la validité de l'équivalence entre systèmes stochastiques et déterministes. Nous avons montré à partir d'un modèle minimal d'intermittence spatio-temporelle, que ces structures propagatives jouent en effet un rôle actif dans l'apparition du régime turbulent spécifique.