Malgré la faible abondance du deutérium dans l'Univers (D/H ~ 1.5 10e-5), des molécules deutérées sont détectées en grande abondance dans les régions de formation d'étoiles, avec un fractionnement (rapport de l'abondance de la molécule deutérée à celle de son isotope principal) supérieur de plusieurs ordres de grandeur à l'abondance cosmique du deutérium. Ces molécules deutérées représentent des sondes précieuses pour déterminer les conditions physiques régnant lors de la formation d'une étoile. L'incorporation préférentielle d'atomes de deutérium dans les molécules est une conséquence de la différence d'énergie de point zéro entre une espËce deutérée et son isotope principal. Les températures indiquées par les fractionnements observés en phase gazeuse étant bien plus faibles que la température actuelle du gaz, il est généralement admis que ces molécules ont été formées lors d'une phase antérieure froide et dense (phase de coeur préstellaire), par des réactions en phase gazeuse ou à la surface des grains, puis stockées dans les manteaux de glace des grains. Elles sont libérées en phase gazeuse quand la protoétoile nouvellement formée chauffe son enveloppe et évapore les glaces. Nous étudions dans cette thèse les processus physico-chimiques menant à un tel degré de deutération dans les environnements des protoétoiles de faible masse, progéniteurs d'étoiles telles que notre soleil. Nous présentons dans un premier temps des observations de molécules deutérées (en particulier eau, formaldéhyde et méthanol) dans les enveloppes de gaz et de poussière entourant les jeunes protoétoiles. Des observations dans le domaine millimétrique ont permis de mettre en évidence un fort degré de deutération du méthanol dans le gaz constituant l'enveloppe. En particulier, l'isotope triplement deutéré a été détecté avec un fractionnement CD3OH/CH3OH de 1%. Les fractionnements observés sont compatibles avec un scénario de formation du formaldéhyde et du méthanol à la surface des grains de poussière. L'analyse de l'émission de l'eau dans ces memes environnements conduit paradoxalement à un fractionnement environ dix fois plus faible, en accord avec la limite supérieure sur le fractionnement de l'eau dans les glaces constituant les manteaux des grains de poussière, déterminée par des observations dans le proche infrarouge. Nous présentons enfin un modèle de chimie à la surface des grains se proposant de comprendre pourquoi le deutérium est préférentiellement incorporé dans les molécules de formaldéhyde et de méthanol plutot que dans l'eau.

Dans le cadre du modèle standard du Big Bang, le deutérium est l'élément dont l'abondance primordiale est la plus sensible à la densité baryonique de l'Univers. Cet élément est uniquement créé lors de la nucléosynthèse primordiale, quelques minutes après le Big Bang ; aucune théorie standard n'en prédit actuellement d'autres sources significatives. Au contraire, étant brûlé dans les étoiles, son abondance D/H décroît au cours de l'évolution cosmique. Les mesures de D/H apportent ainsi des contraintes sur les modèles de Big Bang et d'évolution chimique des galaxies. On peut distinguer trois types de mesures de D/H : les abondances primordiale, proto-solaire et interstellaire, respectivement représentatives de l'Univers il y a environ 15 milliards d'années, 4.5 milliards d'années et à l'époque actuelle. Si l'évolution du deutérium semble qualitativement claire, les résultats concernant ces trois types d'abondance ne convergent pas pour l'instant vers trois valeurs bien définies. Les travaux entrepris durant cette thèse sont reliés à la mesure de l'abondance interstellaire du deutérium. Celle-ci s'obtient habituellement par l'observation spectroscopique en absorption des séries de Lyman de l'hydrogène et du deutérium. Ces observations se font dans le domaine ultraviolet, au moyen d'observatoires spatiaux. Les résultats présentés ici ont été obtenus avec le Télescope spatial Hubble puis le satellite FUSE, récemment mis en orbite. D'autre part, une nouvelle méthode d'observation du deutérium a été proposée, dans le domaine visible à partir de télescopes au sol. Ce travail a mené aux premières détections et à l'identification de la série de Balmer du deutérium, observée en émission dans des régions HII avec le Télescope Canada-France-Hawaii et le Very Large Telescope.

L'étalonnage des instruments dédiés à l'observation de la Terre et du Cosmos est l'une des clefs d'un retour scientifique maximal de ces missions. <br> La première partie de cette thèse est consacrée à la préparation des outils et méthodes d'étalonnage du spectromètre submillimétrique HIFI embarqué à bord du satellite Herschel en 2007. Le premier aspect traite de l'étalonnage des données et de leur conversion en une échelle scientifique. Nous recensons dans un premier temps les besoins de l'étalonnage en vol et identifions les étalons primaires et secondaires. Nous établissons alors une liste de candidats potentiels, complétée par une campagne d'observations préparatoires au sol. Un schéma d'étalonnage interne fondé sur deux charges embarquées est étudié et nous présentons un premier bilan d'erreur. Nous montrons que cette approche n'est a priori pas adaptée aux conditions spatiales et donnons les premiers éléments d'une technique plus adéquate. Le second aspect s'intéresse à l'étalonnage de l'instrument proprement dit. Nous analysons les besoins de la campagne de mesures en laboratoire du premier prototype de HIFI, et proposons un système original afin d'étalonner divers paramètres au sol. Nous montrons également l'importance d'une modélisation instrumentale et présentons une description des systèmes d'ondes stationnaires susceptibles d'affecter les données de HIFI. <br> La seconde partie de cette thèse est dédiée à l'étude de coeurs denses galactiques détectés dans l'infrarouge moyen par le satellite ISO. Nous montrons que ces objets appartiennent à une population nouvelle de condensations massives (M > 1000 Masses solaires) et froides (8 < T < 25 K) associées à des nuages moléculaires géants. L'analyse indique des extinctions dans le visible supérieures à 50, et suggère que des phénomènes de collage sur les grain affectent la plupart des espèces moléculaires. Nous montrons que ces objets sont probablement fragementés, et qu'ils sont susceptibles, ou ont déjà initié la formation d'étoiles massives en leur sein.

Les anomalies des rapports R₁₂ = I(F =1-1)/I(F =2-1) et R₀₂ = I(F =0-1)/I(F =2-1) des raies de HCN et HNN⁺ sont : modélisées par un modèle de transfert du rayonnement dans un nuage moléculaire sphérique ou plan - parallèle en tenant compte du recouvrement des raies; observées a grande échelle dans un nuage sombre du complexe Taureau-Persée, HCL2, ou l'on constate l'importance des phénomènes de diffusion dans une enveloppe de faible densité. Trois nuages sombres du complexe du Taureau, couvrant une dizaine de degrés carrés, ont été observes avec les 5' de résolution spatiale du radiotélescope millimétrique de Bordeaux dans les raies J = 1-0 de ¹²CO, ¹³CO, C¹⁸O. Ces observations permettent d'établir l'abondance de ¹³CO et C¹⁸O dans le Taureau et d'étudier la cinétique de ces nuages. L'abondance de ¹³CO présente un gradient en direction de Persée, tandis que C¹⁸O a une abondance constante sur toute la région. Une étude de la structure en densité des nuages sombres est présentée en annexe.

Décrire théoriquement l'activité chimique complexe du milieu interstellaire et calculer les abondances moléculaires qui en découlent, est un des aspects d'une étude globale d'un milieu qui présente des conditions physiques totalement étrangères aux possibilités terrestres. Nous avons mis au point un code informatique automatique qui résoud les équations cinétiques de la chimie couplées au calcul des taux de photodestruction des espèces moléculaires exposées au champ de rayonnement UV interstellaire. Dans le cas d'un nuage interstellaire l'hypothèse d'équilibre chimique a été adoptée, dans le cas d'une enveloppe circumstellaire en expansion un globule de matière est suivi au cours de son périple dans un formalisme Lagrangien. L'utilisation de ce code numérique ainsi que des observations millimétriques effectuées sur POM-1 à l'Observatoire de Bordeaux et sur l'antenne de 30 mètres de l'IRAM à Pico Veleta en Espagne, ont permis - d'étudier la corrélation 13CO/Av dans deux nuages sombres (L1506 et L1529) du complexe du Taureau et de discuter les variations d'abondance des isotopes de CO à travers toute la région Taureau-Persée; - de modéliser le nuage moléculaire qui se trouve sur la ligne de visée de l'étoile HD 29647 dans Heiles Cloud 2, et qui est un nuage intermédiaire entre le milieu diffus et les nuages moléculaires denses ; - d'étudier la chimie de l'azote dans les enveloppes circumstellaires oxygénées, sur la base de nouvelles détections de HCN dans des étoiles OH/IR géantes ou supergéantes.

La recherche de molécules prébiotiques dans le milieu interstellaire est importante pour comprendre le rôle potentiel de la chimie interstellaire dans la synthèse des molécules à l'origine de la vie. Aujourd'hui nous sommes confrontés à une apparente contradiction observationnelle : des acides aminés ont été identifiés dans les météorites mais aucun n'a été observé de façon certaine dans le milieu interstellaire. Dans un premier temps, nous utilisons les méthodes de calcul moléculaire DFT et ab-initio de la chimie quantique pour étudier la stabilité relative des isomères détectés dans le milieu interstellaire, ce qui nous conduit à établir un "Principe d'Energie Minimale" (PEM) stipulant que l'isomère le plus stable thermodynamiquement est le plus abondant. En s'appuyant sur ce principe, nous évaluons les possibilités de détection de nouvelles molécules prébiotiques dans le milieu interstellaire, en particulier les acides aminés. Puis, en suivant la même démarche, nous vérifions pour les météorites, que le lien entre abondance et ordre thermodynamique est respecté au niveau des acides aminés, ce qui nous permet de contraindre les conditions de formation dans les corps parents. Dans un second temps, nous utilisons les méthodes périodiques en ondes planes pour étudier les collages d'espèces moléculaires sur les grains carbonés et glacés interstellaires. Nous montrons l'existence d'une physisorption sélective pour certains types d'isomères. Elle entraînerait un biais observationnel sur les abondances relatives de ces isomères, ce qui nous donnerait une possibilité d'explication pour les quelques apparentes exceptions au PEM.

Pour interpréter les observations astrophysiques, il est nécessaire de connaître les taux d'excitation collisionnelle des molécules par les espèces les plus abondantes (He, H2). Cette thèse présente des taux de collisions ro-vibrationnelle de SO ainsi que de CS pour des températures allant de 5 à 1500K. Des potentiels d'interaction à 2 et 3 dimensions pour les systèmes SOHe et CSHe ont été calculés par des méthodes ``Clusters Couplés". Une approche hybride combinant Close-Coupling et méthodes IOS a été utilisée pour l'excitation rotationnelle. Les nouveaux taux de collisions présentent des différences par rapport à ceux précédemment publiées. Les taux d'excitation ro-vibrationnelle de SO et CS ont aussi été calculés : ils sont très inférieurs à ceux rotationnelle. Enfin, ces nouveaux taux de collisions ont été introduits dans des codes de transfert radiatif : leur utilisation peut changer de façon significative l'interprétation de l'abondance interstellaire de SO et CS.

Ce travail de thèse met en oeuvre la microphysique très riche <br />du milieu interstellaire dans plusieurs problèmes hydrodynamiques <br />à très haute résolution, tous associés à la formation des étoiles.<br /><br /> La première partie du travail concerne le développement d'un <br />modèle numérique monodimensionnel que nous avons appliqué à trois <br />domaines différents.<br /><br /> Dans les jets protostellaires, nous dégageons les temps de mise <br />à l'état stationnaire des chocs. Nous précisons les domaines <br />d'application de l'hypothèse quasi-stationnaire, et mettons au <br />jour une instabilité liée à la reformation de la molécule H2<br />dans les chocs dissociants. Pour ces derniers chocs, nous <br />produisons un réseau chimique simplifié qui rendra possible leur <br />étude tridimensionnelle.<br /><br /> Dans le cadre des régions de photo-ionisation, nous utilisons <br />le même code pour discuter le rôle de l'instabilité de Rayleigh-Taylor <br />dans la formation des structures en piliers observées. Il nous <br />apparaît que la gravitation est l'un des principaux responsables <br />de la naissance de cette instabilité. De plus, nous produisons <br />les premières simulations dynamiques d'un front mixte d'ionisation <br />et de photodissociation.<br /><br /> Enfin, le code se révèle très utile pour rendre compte de <br />l'effondrement sphérique des condensations préstellaires. <br />Nous confrontons nos modèles à des contraintes observationnelles <br />dégagées sur IRAM 04191. Nous montrons que les conditions initiales <br />d'Ébert-Bonnor sont préférables à la sphère singulière isotherme. <br />Le traitement détaillé du transfert de l'énergie associé à la chimie <br />des agents refroidissant constitue encore une très nette amélioration.<br /><br /> La deuxième partie de ce travail se concentre sur l'étude <br />théorique de l'instabilité thermique. L'étude linéaire révèle <br />une longueur caractéristique de fragmentation qui fournit un <br />critère de raffinement utile aux maillages à résolution adaptative. <br />L'étude homobare qui prédit la répartition de la masse permet <br />aussi de prévoir le coût des simulations avec raffinement de maillage. <br />Ces deux outils analytiques fournissent les premières pistes <br />vers l'interprétation des spectres de masse observés. L'examen <br />des rôles complémentaires de la gravité et de l'instabilité <br />thermique permet de formuler des scénarios pour la fragmentation <br />du milieu interstellaire. Enfin, des simulations numériques tridimensionnelles <br />réalisées avec le code RAMSES à raffinement adaptatif de maillage <br />confirment qualitativement ces résultats.

Le milieu interstellaire (MIS) où se forment les étoiles est constitué de gaz très dilué dominé par l'hydrogène moléculaire, et de grains de poussière de taille submicrométrique. Ces poussières jouent un rôle crucial en atténuant la lumière des étoiles lointaines, protégeant ainsi les molécules du gaz des rayonnements ultra-violets, et en servant de catalyseurs à une chimie hétérogène à très basse température. Outre la synthèse de l'hydrogène moléculaire, la surface des grains permet de former des molécules organiques dites complexes comme le méthanol (CH3OH) à partir de l'hydrogénation (et la deutération) du monoxyde de carbone (CO). Les glaces ainsi formées participent à la complexification moléculaire du MIS et seront à terme intégrées au sein de disques de poussières, berceaux des astéroïdes, comètes et exo-planètes. L'objectif de cette thèse est l'étude des mécanismes d'échanges hydrogène-deuterium sur certains groupements fonctionnels de molécules organiques simples, méthanol par exemple, présentes à la surface ou dans les manteaux des grains interstellaires. La thèse est centrée sur une exploration expérimentale de ces processus en phase condensée, à l'aide d'une expérience de cryogénie synthétisant des glaces à très basse température (15K) couplée à un spectromètre infrarouge. Nous montrons que ces échanges se produisent avant la sublimation du manteau de glace sur des groupes fonctionnels capables d'établir des liaisons hydrogènes avec les molécules d'eau voisines. Le processus catalysant est vraisemblablement la cristallisation de la glace d'eau. Des études cinétiques nous permettent d'évaluer les énergies d'activation du transfert H/D (6745K) et de la transition amorphe-cristalline (8100K), et de déterminer la constante de vitesse d'échange dans le domaine de température 120-140~K. Cette constante de vitesse est, de plus, comparée à des calculs semi-classiques basés sur un traitement ab initio. En marge de ces expériences, des observations millimétriques de la molécule de méthanol en direction de proto-étoiles confirment une variabilité des abondances relatives des isotopologues simplement deutérés de cette molécule en fonction de la masse de la protoétoile.

Le milieu interstellaire (MIS) où se forment les étoiles est constitué de gaz très dilué dominé par l'hydrogène moléculaire, et de grains de poussière de taille submicrométrique. Ces poussières jouent un rôle crucial en atténuant la lumière des étoiles lointaines, protégeant ainsi les molécules du gaz des rayonnements ultra-violets, et en servant de catalyseurs à une chimie hétérogène à très basse température. Outre la synthèse de l'hydrogène moléculaire, la surface des grains permet de former des molécules organiques dites complexes comme le méthanol (CH3OH) à partir de l'hydrogénation (et la deutération) du monoxyde de carbone (CO). Les glaces ainsi formées participent à la complexification moléculaire du MIS et seront à terme intégrées au sein de disques de poussières, berceaux des astéroïdes, comètes et exo-planètes. L'objectif de cette thèse est l'étude des mécanismes d'échanges hydrogène-deuterium sur certains groupements fonctionnels de molécules organiques simples, méthanol par exemple, présentes à la surface ou dans les manteaux des grains interstellaires. La thèse est centrée sur une exploration expérimentale de ces processus en phase condensée, à l'aide d'une expérience de cryogénie synthétisant des glaces à très basse température (15K) couplée à un spectromètre infrarouge. Nous montrons que ces échanges se produisent avant la sublimation du manteau de glace sur des groupes fonctionnels capables d'établir des liaisons hydrogènes avec les molécules d'eau voisines. Le processus catalysant est vraisemblablement la cristallisation de la glace d'eau. Des études cinétiques nous permettent d'évaluer les énergies d'activation du transfert H/D (6745K) et de la transition amorphe-cristalline (8100K), et de déterminer la constante de vitesse d'échange dans le domaine de température 120-140~K. Cette constante de vitesse est, de plus, comparée à des calculs semi-classiques basés sur un traitement ab initio. En marge de ces expériences, des observations millimétriques de la molécule de méthanol en direction de proto-étoiles confirment une variabilité des abondances relatives des isotopologues simplement deutérés de cette molécule en fonction de la masse de la protoétoile. / The interstellar medium where stars are formed consists of a dilute gas which is dominated by molecular hydrogen and dust grains less than a few microm in size. The dust plays a crucial role in the attenuation of light from the stars. They also protect molecules within the gas from UV photons. Furthermore, they serve as heterogeneous catalysts for chemistry at low temperature. The surface of the grains also permit the formation of complex organic molecules such as methanol via the hydrogenation and/or deuteration of carbon monoxide. The ices are formed and subsequently participate in increasing the molecular complexity of the clouds. Finally, they are incorporated into debris disks, asteroids, comets, and exoplanets. The objective of this thesis is to study the mechanism of hydrogen/deuterium exchange within certain functionnal groups of simple organic molecules such as methanol, which are present on the surface of these grain mantles. The thesis is focused on the experimental determination of these processes in the condensed phase. This will be achieved with the aid of a cryogenic synthesis of the ices at very low temperatures coupled with infrared spectrometry. We observe that it is possible for the exchange to proceed before the sublimation of the ice mantles. However, this is only the case when the functional groups within the molecule may form hydrogen bonds with water. From our results we see that this process seems to be catalysed by the crystalization of the water ice. The kinetics study permits us to evalute the activation energy for the H/D exchange (6745 K) and for the transition from amorphous to crystaline ice (8100 K). In addition it also allows us to determine the rate constant for the exchange in the temperature range 120-140 K. In addition we have performed theoretical calulation in an attempt to elucidate the mechanism for the exchange. However, the experimental rate constant for the exchange is much larger in comparison to the one predicted by a semi- classical treatment based on the AB initio potential we have obtained. Further to this observations of methanol towards protostars have been conducted. These observations show that there is a variation in the relative abundance of the CH2DOH and CH3OD. This variation in relative abundance seems to have some dependence upon the mass of the protostar, with high mass stars showing (CH2DOH/CH3OD ≤ 1) and low/intermiediate mass stars showing (CH2DOH/CH3OD >> 3).