Cette thèse est dédiée à l'étude de la polarisation de la poussière interstellaire et est principalement basée sur l'analyse des données du satellite Planck. Tout d'abord, nous caractérisons le biais sur les paramètres de polarisation déduits des données. Nous avons mis en évidence que ce biais dépend non seulement du niveau de bruit, mais également de la corrélation entre les bruits sur les paramètres de Stokes. Nous avons développé des méthodes optimisées d'estimation de la fraction de polarisation, de l'angle de polarisation et de la fonction de dispersion de l'angle de polarisation, qui tiennent compte de la forme des matrices de covariance du bruit. Nous avons montré pour la première fois que le comportement du biais sur la fonction de dispersion d'angle est non trivial, et nous avons proposé une méthode pour évaluer la limite supérieure du biais que nous avons appliqué aux données Planck de la bande à 353 GHz. Nous avons étudié la corrélation entre la fraction de polarisation et la fonction de dispersion d'angle, ainsi que la corrélation entre la fraction de polarisation et la densité de colonne de gaz, sur de grandes fractions du ciel. Ceci nous a permis de mettre en évidence que la structure à 3 dimensions du champ magnétique affecte fortement la fraction de polarisation observée. Lorsque la direction du champ magnétique change le long de la ligne de visée ou dans le faisceau du télescope, on observe que la fraction de polarisation diminue. Nous avons comparé ce résultat à des simulations numériques basées sur la MHD magnétohydrodynamique). Une dépendance similaire de la fraction de polarisation avec la géométrie du champ magnétique y est observée. La diminution de la fraction de polarisation avec la densité de colonne était observée dans les nuages moléculaires dans des études précédentes. Nous avons généralisé ce résultat comme étant également caractéristique du milieu diffus à grande échelle. En combinaison avec les résultats des simulations MHD où un comportement similaire est observé, ceci indique que la diminution de la fraction de polarisation est principalement due aux changements de direction du champ magnétique le long de la ligne de visée. Nous avons pour la première fois déterminé la limite inférieure de la fraction de polarisation maximale réelle bservée avec Planck. Cette limite pourrait correspondre au niveau de polarisation intrinsèque de la poussière interstellaire dans les conditions les plus favorables de la géométrie du champ magnétique. De plus, la comparaison entre la polarisation en émission et en extinction nous a permis d'établir le rapport entre la fraction de polarisation dans les domaines sub-millimétrique et visible. Ce résultat apporte une contrainte forte pour de futurs modèles de la poussière interstellaire. Enfin, nous avons effectué une étude préliminaire sur les propriétés en polarisation des associations de coeurs froid détectés avec Planck. Cette analyse statistique nous permet de confirmer la diminution de la fraction de polarisation dans ces milieux, par rapport à l'environnement local à grande échelle. Nous discutons son origine en termes de perte d'efficacité de l'alignement des grains dans ces associations de coeurs denses. / This thesis is dedicated to the study of Galactic dust polarization and is mostly based on the analysis of the Planck satellite data. First, we characterize the bias on polarization parameters which are derived from the measurements. We have evidenced that it depends not only on the noise level but also on the noise correlation between the Stokes parameters. We have developed optimized methods to estimate the polarization fraction, angle and angle dispersion function, that take into account the shape of the noise covariance matrices. The peculiarity of the bias on the polarization angle dispersion function is shown for the first time, and a method for the evaluation of the upper limit on the bias is proposed and applied to the Planck 353 GHz data. We study the correlation between the polarization fraction and the polarization angle dispersion function, and also the correlation between the polarization fraction and the gas column density, over large fractions of the sky. As a result, we show that the three-dimensional structure of the magnetic field highly affects the observed polarization fraction. When the magnetic field direction changes along the line of sight or within the telescope beam, the observed polarization decreases. We observe a similar dependance of the polarization fraction with the magnetic field geometry in MHD (magnetohydrodynamics) simulations. We have evidenced the systematic decrease of the polarization fraction with column density, previously observed only in dense molecular clouds, to be general also at large scales and in the diffuse ISM. In combination with the results from MHD simulations, where a similar behavior is observed, this observational fact indicates that the decrease in the polarization fraction is mostly due to the magnetic field tangling along the line of sight. We derive for the first time the lower limit of the maximum polarization fraction observed with Planck, which could correspond to the dust intrinsic polarization fraction when the field geometry is most favorable. In addition, comparing polarization in emission with Planck and in extinction from stars observations, we find a high sub-millimeter to visible polarization fraction ratio, which will be a strong constraint for future dust models. Finally, we have performed a preliminary study on the polarization properties of Galactic cold clumps detected with Planck. This statistical analysis allows us to confirm the existence of a significant drop of the polarization fraction in the clumps, relatively to the local large scale environment. We discuss its origin in terms of efficiency loss of grain alignment in these dense clumps.

Après avoir rappelé quelques définitions et résultats concernant<br />l'atténuation du flux lumineux d'une source éloignée due à la poussière dans notre Galaxie et dans des galaxies proches (phénomène physique appelé « extinction »), nous décrivons brièvement le phénomène de mirage gravitationnel ainsi que les<br />processus physiques pouvant affecter la photométrie observée des images multiples d'un quasar distant.<br /><br />Nous présentons ensuite une méthode originale pour estimer le décalage vers le rouge (le « redshift ») du déflecteur (la « galaxie lentille ») d'un mirage gravitationnel. Cette méthode se base sur les effets causés par l'extinction de la lumière par la poussière interstellaire au sein de la lentille.<br /><br />Après une présentation de la méthode et quelques considérations<br />préalables, des simulations numériques sont effectuées pour tester<br />la méthode et calculer sa précision. La méthode est ensuite appliquée à des données réelles.<br /><br />Par la suite, nous tentons d'extraire la loi d'extinction de la galaxie lentille à partir des spectres des images multiples de la source d'arrière-plan.<br /><br />Enfin, nous utilisons la technique de l'analyse en composantes principales pour classifier une loi d'extinction parmi une collection de lois d'extinction connues. À nouveau, après une rapide présentation de l'analyse en composantes principales et de son application aux lois d'extinction, des simulations numériques sont utilisées pour évaluer la fiabilité de la méthode, laquelle est également appliquée à un cas réel.

Cette thèse est consacrée à l'étude de la structure, de la composition et de l'évolution physico-chimique de la poussière interstellaire riche en oxygène (silicates et oxydes). Ce travail s'appuie sur les données spectroscopiques infrarouges (2-200 µm) du satellite ISO (Infrared Space Observatory). L'interprétation des données est effectuée par la modélisation des objets étudiés ainsi que par une approche expérimentale visant à simuler la poussière cosmique et les divers processus physiques auxquels elle est soumise dans le Milieu Interstellaire (MIS). La poussière silicatée est formée dans les enveloppes entourant les étoiles en fin de vie riches en oxygène (étoiles AGB). Sous l'action des vents stellaires, elle est injectée dans le MIS dans lequel elle réside la majeur partie de sa vie. Elle est finalement détruite dans le MIS ou incorporée, lors de l'effondrement gravitationnel de nuages moléculaires, dans de nouvelles étoiles et systèmes (proto-) planétaires. L'étude détaillée de la poussière silicatée à sa formation, autour des étoiles évoluées, et à la fin de son évolution, autour des objets protostellaires montre que sa composition et sa structure sont différentes au début et à la fin de son cycle d'évolution. En effet, les silicates nouvellement formées sont principalement composés d'olivine amorphe et de 20 à 25 % de silicates cristallins alors qu'autour des protoétoiles, les grains silicatés sont poreux et composés de pyroxènes et d'aluminosilicates amorphes (à plus de 90 %) ainsi que d'oxyde de fer. La disparition des silicates cristallins et le changement de composition olivine --> pyroxène mis en évidence pourraient être dus, comme le montre les expériences de simulations d'irradiation d'olivine cristalline par des ions He+ de 4 et 10 keV, à l'irradiation des grains par des ions légers accélérés dans les chocs se propageant dans le MIS à la suite de l'explosion de supernovae.

Les distributions spectrales d'énérgie des galaxies en ultraviolet, optique et infrarouge nous donnent des pistes sur le rayonnnement produit par les populations stellaires et l'effet du gaz et de la poussière du milieu interstellaire sur ce rayonnement. Des études d'interpretation spectrale sont donc déterminantes pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies. Observationellement, des données en ultraviolet, optique et infrarouge deviennent disponibles pour des grands échantillons de galaxies. Jusqu'à présent, ces études se sont concentrées principalement sur la population locale de galaxies, mais de futurs relevés plus profonds apporteront des observations de grands échantillons de galaxies a des plus grandes décalages spectrales vers le rouge. Pour extraire des contraintes sur les populations stellaires et le milieu interstellaire des galaxies a partir de ces observations multi- longueur d'ondes, on a besoin de modéliser d'une façon cohérente l'émission par les étoiles, le gaz et les poussières. Cette thèse présente un modèle simple, largement empirique mais avec une motivation physique, qui est déstiné a interpreter systématiquement les observations multi-longueur d'ondes de grands échantillons de galaxies en termes de ses paramètres physiques, comme par exemple le taux de formation d'étoiles, la masse stellaire et le contenu en poussière. Ce modèle est relié a un modèle déjà existant qui permet de calculer l'absorption de la lumière des étoiles par la poussière dans les nuages moleculaires ou sont nées les étoiles et dans le interstellaire environment des galaxies. On calcule la distribution spectrale de l'énergie re-émise par la poussière dans les nuages de formation d'étoiles comme la somme de trois composantes: une composante de hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAHs); un continu en infrarouge moyen qui caracterize l'émission par des grains de poussière a des températures dans la gamme 130–250 K; et une composante de grains en équilibre thérmique avec température réglable dans la gamme 30–60 K. Dans le milieu interstellaire environmental, on fixe par simplicité les proportions rélatives de ces trois composantes de façon a réproduire la forme spectrale de l'émission diffuse cirrus de la Voie Lactée, et on inclu une composante de grains froids en équilibre thérmique avec température réglable dans la gamme 15–25 K. Ce modèle est au même temps assez simple et versatile pour permettre d'obtenir de contraintes statistiques sur les taux de formation d'étoiles et contenus en poussière de grands échantillons de galaxies en utilisant une vaste gamme d'observations en ultraviolet, optique et infrarouge. On illustre ce fait en tirant des estimations de ‘vraisemblence mediane' d'une série de parametres physiques qui décrivent le contenu en étoiles et en poussières de galaxies à formation d'étoiles locales provennant de trois échantillons différents. Le modèle réproduit bien les distributions spectrales d'énergie observées de ces galaxies dans toute la gamme de longueur d'onde de l'ultraviolet lointain à l'infrarouge lointain, et les histoires de formation d'étoiles et contenus en poussières sont bien contraints. Une des avantages de ce modèle est la capacité d'étudier le rapport entre des différents parametres physiques des galaxies observées d'une manière quantitative et statistiquement significative. L'analyse des galaxies à formation d'étoiles des échantillons Spitzer Infrared Nearby Galaxy Sample (SINGS) et Spitzer-SDSS-GALEX Spectroscopic Survey (SSGSS) révèle que les couleurs des galaxies en infrarouge moyen et lointain sont fortement corrélées avec le taux de formation d'étoiles spécifique, aussi bien que avec d'autres quantités galactiques reliées a ce parametre, comme par example le rapport entre la luminosité infrarouge des régions de formation d'étoiles et celle du milieu interstellaire environment, les contributions par des PAHs et grains de poussière en équilibre thérmique pour l'émission infrarouge totale, et le rapport entre la masse de poussière et la masse d'étoiles. Ces corrélations fournissent des informations importantes sur le lien entre la formation d'étoiles et les propriétés du millieu interstellaire dans les galaxies. On étudie d'avantage le rapport entre l'activité de formation d'étoiles et le contenu en poussières des galaxies. Pour cela, on rassemble un grand échantillon de 3321 galaxies avec des observations disponibles en ultraviolet (GALEX), optique (SDSS) et infrarouge (IRAS). On trouve que le taux de formation d'étoiles corrèle remarquablement bien avec la masse de poussière des galaxies sur quatre ordres de grandeur en les deux quantités. Cela nous permet de fournir une recette empirique simple pour évaluer la masse totale de poussière des galaxies à partir du taux de formation d'étoiles. On compare nos résultats avec les prédictions de modèles recents de l'évolution chimique des galaxies. On compare aussi les corrélations entre le taux de formation d'étoiles spécifique, le rapport entre la luminosité de poussière et la masse d'étoiles, et le rapport entre la luminosité de poussière et le taux de formation d'étoiles obtenus dans notre analyse avec ceux qui sont prévus par des modernes simulations cosmologiques de formation des galaxies. Le modèle présenté dans cette thèse peut être appliqué simplement pour interpreter les distributions spectrales d'énergie de n'importe quel échantillon de galaxies.

Observations millimétriques de l'émission continue intégrée du plan galactique avec l'expérience Emilie

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

De la Poussière Interstellaire, de l'Emission Infrarouge des Galaxies, et des Mesures du rayonnement cosmologique à 3K

Mon travail de thèse est centré sur la compréhension des propriétés d'émission des gros grains de poussières dans le domaine submillimétrique et du couplage de ces grains avec le gaz interstellaire dans les régions froides et denses. Des observations astrophysiques marquantes (PRONAOS, FIRAS) révèlent que les grains possèdent à grande longueur d'onde des propriétés d'émission inattendues qui ne peuvent pas être comprises par la seule considération des modèles usuels. Pour expliquer ces propriétés, nous avons proposé un modèle original d'émission des grains, basé sur les propriétés physiques intrinsèques des solides amorphes. Ce modèle permet de rendre compte de l'anticorrélation existant entre la température d'équilibre des gros grains T et leur indice spectral d'émissivité Β, déduite des mesures PRONAOS (Dupac et al. 2003) mais également de l'excès submillimétrique observé par FIRAS. Il permet ainsi d'interpréter deux faits observationnels distincts qui n'avaient jamais été expliqués de manière simultanée et définit ainsi le canevas d'un futur modèle de grains. Pour avoir une meilleure compréhension des propriétés d'émission/absorption des grains, j'ai complété ce travail théorique par des expériences en laboratoire sur les propriétés d'absorption de différents types de silicates amorphes, à basse température et grande longueur d'onde. Pour la première fois, nous avons analysé nos spectres d'absorption en distinguant deux domaines fréquentiels (500Μm-1mm et 100Μm-200Μm) dans lesquels l'absorption présente une dépendance fréquentielle différente. Pour des longueurs d'onde comprises entre 500Μm et 1mm, l'indice spectral Β présente une anti-corrélation marquée avec la température, d'allure similaire à celle mesurée par le ballon PRONAOS. Cette variation de l'absorption pourrait être expliquée par la présence de défauts (groupements OH ou ions modifiant le réseau). Dans les environnements froids et denses, les propriétés d'émission des grains sont modifiées notamment par les processus d'agglomération des grains entre eux, processus favorisés par la présence de manteaux de glace. Dans ce cadre il apparaissait intéressant de relier les modifications des propriétés d'émission des grains à celles du gaz. Le traitement et l'analyse de données moléculaires CO et N2H+ en direction d'un filament de la constellation du Taureau nous a permis de démontrer que le processus d'agglomération des grains entre eux n'était pas initié par la présence de manteaux de glace de CO mais plus probablement par celle de manteaux de glace de H2O. Enfin, nous avons confirmé les résultats de SWAS sur la sous-abondance de l'eau en phase gazeuse dans les environnements froids et denses en étudiant, en direction d'un nuage sombre (Cha-MMS1), la raie d'émission submillimétrique de l'eau dans sa transition fondamentale avec le satellite ODIN.

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

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