Du point de vue de l’évolution galactique, les nuages moléculaires sont des structures importantes puisque les étoiles y naissent et en héritent leurs propriétés. La formation des molécules à partir du gaz atomique neutre, omniprésent dans le disque de la Galaxie, s’avère donc une étape-clé dans le processus de formation stellaire. Pour générer rapidement des conditions favorables à la chimie moléculaire, i.e. du gaz froid et dense protégé du champ de rayonnement ionisant de la Galaxie, deux modèles de simulations numériques sont envisagés : les écoulements convergents de gaz atomique neutre chaud (WNM) et les écoulements de WNM dont la turbulence est forcée dans l’espace de Fourier. Combinée avec la compression fournie par ces écoulements, l’instabilité thermique résultante des processus de chauffage et de refroidissement du milieu interstellaire engendre des structures de gaz atomique neutre froid (CNM) qui sont des foyers potentiels de formation moléculaire. Dans le même ordre d’idées, des observations récentes de nuages diffus à haute latitude galactique ont montré une corrélation spatiale entre de grands cisaillements de vitesse dans les spectres de la raie à 21 cm de l’hydrogène atomique (HI) et la présence de pics d’émission de molécules telles que le monoxyde de carbone (CO) ou encore l’hydroxyde (OH). Partant de l’hypothèse que ce cisaillement favorise la formation des molécules, des simulations numériques à partir des deux modèles mentionnés précédemment ont été effectuées pour vérifier si la grandeur de ces cisaillements pouvait être reproduite. Une comparaison des deux modèles est effectuée quant à leur capacité à reproduire la grandeur des cisaillements ainsi que les propriétés des structures de gaz froid dans l’environnement solaire et à haute latitude galactique. / From a galactic evolution standpoint, molecular clouds are important structures since they give birth to stars and their properties. Molecule formation from the neutral atomic medium, which is ubiquitous in the Galactic disc, is therefore a key step in the stellar formation process. To rapidly generate favorable conditions for molecules to appear, i.e. to obtain cold and dense gas shielded from the ionizing radiation field of the Galaxy, two numerical simulation models are considered: warm neutral atomic gas (WNM) colliding flows and WNM flows with turbulence driven in Fourier space. Together with the compression provided by these flows, the thermal instability arising from the cooling and heating processes in the interstellar medium produces long lived cold atomic neutral gas (CNM) structures that are potentiel molecular formation sites. Recent observations of diffuse gas at high galactic latitude were undertaken and display CO and OH emission peaks wherever large velocity shears in atomic hydrogen (HI) spectra are present or where HI components merge. Numerical simulations with the two models mentionned above were undertaken in order to investigate whether the amplitude of these velocity shears can be reproduced or not and to examine how they are related to cold gas. Both cloud formation models are then compared to each other and with observations of cold gas structures in the solar neighbourhood and at high galactic latitude.

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 proximité (= 300 pc du Soleil) et son intense activité de formation d'étoiles, font du complexe de Persée une région unique pour l'étude détaillée des interactions entre les nuages gazeux et les étoiles jeunes. Nous avons étudié au moyen de comptages d'étoiles et ,d'observation de molécules (CO,13 CO ,C18 0, HCO+, H13CO+, NH 3 , HC 3 N) la quasi-totalité du complexe. Dans le nuage moléculaire, nous distinguons 10 condensations (AV ~ 2- 3 mag), de quelques centaines de masses solaires chacune, où se trouvent des coeurs denses (nH2 = 1- 4 10 4 cm- 3 ). Le pourcentage de la masse dans ces coeurs est 2- 5 % de la masse totale. L'émission de 13 CO (J=1-0) est très bien correlée à l'extinction visuelle (dans l'intervalle 1 <= AV <=5 mag ). Cet isotope apparaît comme le traceur privilégié des nuages étendus. Nous mettons en évidence un fort accroissement de la température du gaz au bord nord - est du nuage. Ce chauffage est vraisemblablement dû au champ ultraviolet intense des étoiles 0 et B du voisinage. Le changement systématique de vitesse observé dans le nuage de Persée est expliqué par un mouvement d'expansion. Cet hypothèse s'accorde bien à la distribution à plus grande échelle observée en HI. L'explosion d'une supernova, il y a quelques millions d'années, pourraît être à l'origine de l'expansion.

Les protoétoiles de masse intermédiaire (IM) (2 ≤ M* ≤ 8 Msun) sont le lien entre les étoiles de faible et haute masse car elles couvrent également un intervalle intermédiaire de luminosités, de densités et de températures [Fuente et al., 2012]. Même si les « IM-YSOs » jouent un rôle important dans l'étude de la formation des étoiles, on a très peu de connaissances sur la formation et l'évolution des premières étapes des protoétoiles de masse intermédiaire. Les études systématiques spectrales sont un outil puissant pour caractériser la composition chimique d'un objet astrophysique, et la seule façon d'obtenir un recensement complet des espèces chimiques. Une étude spectrale fournit également des lignes multiples de la même molécule, donnant la possibilité d'une analyse multifréquences ainsi que d'une modélisation. En outre, grâce aux profils des raies, nous pouvons obtenir des informations sur la cinématique, et identifier les structures au long de la ligne de vue, en tant que sources multiples, des jets ou des cavités, par exemple, [Caux et al., 2011]. Les phénomènes d'éjection (jets, des vents et des « outflows » bipolaires moléculaires), sont une phase inhérente au processus de formation d'étoiles observées dans les YSOs de toutes masses dans des longueurs d'onde millimétriques. Cependant, il n'y a pas d'études systématiques dans l'intervalle de masse intermédiaire comme dans le cas des protoétoiles de faible et haute masse. Compte tenu de l'absence d'une étude systématique de la partie mm/submillimétrique dans le spectre des protoétoiles de masse intermédiaire, au cours de ma thèse, j'ai mené une étude systématique spectrale vers la protoétoile de masse intermédiaire de classe 0 Cep E et de son « outflow » moléculaire. / Intermediate-mass (IM) protostars (2 ≤ M∗ ≤8 Msun) are the link between low and the high mass stars as they cover also an intermediate range of luminosities, densities and temperatures [Fuente et al., 2012]. Even though the IM-YSOs are important in the study of star formation, very little is known about the formation and first evolutionary stages of IM protostars. Unbiased spectral surveys are a powerful tool to characterize the chemical composition of an astrophysical object, and the only way to obtain a complete census of the chemical species. A spectral survey provides also multiple lines from the same molecule, giving the possibility of a multi-frequency analysis and modeling. Also, through line profiles, we can obtain kinematic information, and identify structures along the line of sight, as multiple sources, outflows, jets or cavities, e.g. [Caux et al., 2011]. The outflow phenomena (jets, winds and bipolar molecular outflows), are an inherent phase in the process of star formation observed in YSOs of all range of masses at millimeter wavelengths. However, there are not systematic studies in IM range as in the case of of low- and high-mass protostars. Given the lack of a systematic study of the mm/submm spectrum of IM protostars, during my thesis I carried out an unbiased spectral survey towards IM Class 0 Cep E protostar and its molecular outflow.

Le milieu interstellaire ainsi que certaines atmosphères de corps planétaires, en particulier Titan, un des plus grands satellites du système solaire, présentent une grande diversité d'espèces chimiques. Cette chimie complexe est très différente de celle que nous connaissons sur Terre. Pour comprendre les phénomènes globaux qui s'y déroulent, une connaissance des réactions chimiques, de leur vitesse et de leurs produits est requise. A l'aide de la technique CRESU, nous sommes capables de reproduire certaines conditions des milieux les plus froids de l'espace et d'étudier ces réactions. / The interstellar medium and some atmospheres of planetary bodies, in particular Titan, one of the largest satellites of Saturn, present a large variety of chemical species. This complex chemistry is very different from the one we know on Earth. To understand the global phenomenon that happen in these environments, we need to understand the chemical reactions, their reaction rate and their products. With the CRESU technique, we are able to reproduce partially the coldest environments of space to study these reactions.