L’influence du champ magnétique sur l’évolution stellaire reste à déterminer, notamment lors de la transition de la branche asymptotique des géantes (AGB) vers les Nébuleuses planétaires (PN) des étoiles de masse intermédiaire et solaire, et de la transition des supergéantes rouges (RSG) vers le stade des supernova (SN) ouWolf Rayet (WR) pour les étoiles massives. Le champ magnétique joue probablement un rôle important dans le processus de perte de masse et de leur changement de morphologie, passant d’un objet sphérique à un objet asymétrique avec émissions de jets de matière. Pendant ma thèse j’ai étudié l’enveloppe circumstellaire de Betelgeuse, une RSG. J’ai utilisé l’antenne radio IRAM-30m, pour réaliser le premier relevé spectral à 1,3 et 3 mm. Il en ressort que Betelgeuse est chimiquement jeune ; seulement 7 espèces ont été détectées. Cependant, pour la première fois lemaser SiO a été détecté pour cette étoile, ce qui pourrait permettre d’estimer le champ magnétique de l’enveloppe de cette étoile. La seconde partie de ma thèse a été d’estimer l’intensité du champ magnétique pour un échantillon d’AGBs et PNe grâce au radical CN sensible à l’effet Zeeman. L’intensité du champ magnétique selon l’axe de visé (Blos ) est estimée entre -7,5 et 14,2 mG. En comparant avec de précédentes études à toutes les longueurs d’onde, nous pouvons conclure que le champ magnétique décroit en 1/r où r est la distance à l’étoile. Pour l’étoile IRC+10216 le champ magnétique est estimé pour plusieurs positions de son enveloppe allant de -7,2 à 9,5 mG : Blos n’est pas homogène et aligné dans l’enveloppe. / The influence of themagnetic field on the stellar evolutions has still to be determined, particularly for the transition from the asymptotic giant branch (AGB) to planetary nebulae (PN) for intermediate and solar mass stars, and the transition from red supergiant (RSG) to supernova (SN) or Wolf Rayet (WR) for massive stars. The magnetic field plays likely an important role in the mass loss process, and the star morphology changes from a spherical to an asymmetric object with outflows. During my thesis, I studied the circumstellar envelope of Betelgeuse, an RSG. I used the radio telescope IRAM-30m, to make a spectral survey at 1,3 and 3 mm.We detect only 7 species hence revealing that Betelgeuse is chemically young. However we detect for the first time the SiO maser, which will make possible to estimate themagnetic field in the envelope of this star. The second part of my thesis was to estimate the intensity of the magnetic field for a sample of AGBs and PNe using the CN radical sensitive to the Zeeman effect. The intensity of the magnetic field along the line of sight (Blos) is estimated between -7.5 and 14.2 mG. Comparing with previous studies at all wavelengths, we can conclude that the magnetic field decreases in 1/r with r the distance to the star. For the star IRC+10216, Blos is estimated for several positions of the envelope between -7.2 and 9.5 mG : Blos is not homogeneous and aligned in the CSE.

La dernière génération de récepteurs radio, dotés à la fois d'une grande bande passante et d'une haute résolution, fait de toute observation radio-astronomique une étude spectroscopique. Dans le cas de l'imagerie à grand champ du milieu interstellaire, une telle abondance de données fournit de nouveaux outils de diagnostic, mais pose aussi de nouveaux défis en termes de traitement et d'analyse des données. L'objectif du projet ORION-B est d'observer 5 degrés carrés du nuage moléculaire OB, soit près de la moitité de la surface du nuage, dans toute la bande à 3mm. L'émission de dizaines de traceurs moléculaires à été cartographiée, ce qui inclut CO et ses isotopologues, HCO, HCN, HNC, N$_2$H$^+$, le méthanol, SO, CN...L'accès à des cartes résolues spatialement pour de nombreuse espèces chimiques nous permet d'identifier les meilleurs traceurs de la densité du gaz et de son illumination. Ces cartes ont aussi été soumises à des méthodes d'apprentissage automatique, afin de segmenter le nuage moléculaire en régions caractérisées par une émission moléculaire similaire, et de quantifier les corrélations les plus importantes entre différents traceurs moléculaires, et entre les traceurs et des quantités physiques telles que la densité ou la température des poussières.La grande surface observée, combinée à une haute résolution spatiale et spectrale, permet aussi de caractériser statistiquement la cinématique et la dynamique du gaz. La fraction de quantité de mouvement dans les modes compressifs et solénoïdaux (rotationels) de la turbulence peut être calculée, ce qui montre que le nuage est dominé par des mouvements solenoidaux, tandis que les mouvements compressifs sont concentrés dans deux régions de formation stellaire. Ce résultat est cohérent avec l a très faible efficacité de formation stellaire de ce nuage, et souligne l'importance du forçage compressif pour la formation des étoiles.Les nombreux filaments identifiés dans ce nuage moléculaire ont par ailleurs des densités relativement faibles, et sont très stables vis à vis de l'effondrement gravitationnel. La plupart des filaments sont dépourvus d'étoiles jeunes, mais ils montrent des signes de fragmentation radiale et longitudinale, ce qui indique que de la formation stellaire pourrait à l'avenir y avoir lieu. / The new generation of wide-bandwidth high-resolution receivers turns almost any radio observation into a spectral survey. In the case of wide-field imaging of the interstellar medium, such a wealth of data provides new diagnostic tools, but also poses new challenges in terms of data processing and analysis. The ORION-B project aims at observing 5 square degrees of the OB molecular cloud, or about half of the cloud's surface, over the entire 3mm band. The emission of tens of molecular tracers has been mapped, including CO isotopologues, HCO, HCN, HNC, N$_2$H$^+$, methanol, SO, CN...Having access to spatially resolved maps from many molecular species enables us to identify the best tracers of the gas density and illumination. Machine learning techniques have also been applied to these maps, in order to segment the molecular cloud into typical regions based on their molecular emission, and to quantify the most meaningful correlations of different molecular tracers with each other and with physical quantities such as density or dust temperature.The wide-field coverage, together with the spatial and spectral resolution, also allows to characterize statistically the kinematics and dynamics of the gas. The amount of momentum in the compressive and solenoidal (rotational) modes of turbulence are retrieved, showing that the cloud is dominated by solenoidal motions, with the compressive modes being concentrated in two star-forming regions. This result is in line with the overall very low star formation efficiency of the cloud, and highlights the role of compressive forcing in the star formation process.The numerous filaments identified in the molecular cloud also prove to have rather low densities, and are very stable against gravitational collapse. Most filaments are starless, but they show signs of longitudinal and radial fragmentation, which indicates that star formation might occur later on.

Cette thèse s'inscrit dans le cadre d'un programme de R&T dont l'objectif est de spatialiser les techniques de spectrométrie par autocorrélation numérique, notamment pour HIFI, l'instrument hétérodyne de la mission spatiale FIRST (Herschel) de l'ESA. Lancé en 2007, FIRST sera le premier observatoire submillimétrique dans l'espace. Les contraintes spatiales en terme de poids, d'encombrement, de consommation, imposaient des développements majeurs. Une architecture optimisée de spectromètre a été conçue à partir d'ASICs numériques à haut degré d'intégration. Elle inclut 3 principaux éléments. 1) Un sous-système analogique sélectionne, dans la bande spectrale d'entrée (4-8GHz), 8 sous bandes de 250MHz. 2) Chacun des signaux analogiques est numérisé sur 2 bits / 3 niveaux par un ASIC en BiCMOS cadencé à 550MHz. 3) Des modules numériques de corrélation, également cadencés à 550MHz, calculent 1024 coefficients de corrélation sur 28 bits. Ils peuvent être utilisés en cascade ou en parallèle pour privilégier la résolution ou la largeur de bande. Un module de corrélation est constitué d'ASICs en Arséniure de Gallium développés en « full custom » en utilisant la technologie Vitesse Hgaas4 0,5µm et d'ASICs en CMOS développés à partir de la bibliothèque de cellules standards AMS 0,6µm. Les premiers calculent à haute fréquence les produits de corrélation, les seconds accumulent les résultats à fréquence plus faible et permettent l'acquisition des données. Un spectromètre prototype 4x180MHz a été intégré et testé. Les tests en laboratoire et sur télescope ont permis de valider l'architecture adoptée et d'identifier plusieurs paramètres critiques comme la forme de la bande spectrale ou le format d'acquisition des données. Nous avons alors élaboré et optimisé un corrélateur pour l'instrument FIRST-HIFI. Un modèle de démonstration (2x250MHz) du spectromètre, à base de corrélateurs de 1024 canaux est actuellement développé et sera testé fin 1999.

La mission Cassini, dédiée à l'étude de l'environnement de Saturne, comporte un récepteur radio (RPWS/HFR) couvrant la gamme 3.5 kHz-16 MHz, adaptée aux émissions radio de Saturne. La particularité de ce récepteur réside dans ces capacités goniopolarimétriques. En effet, malgré le fait que les dipôles qui lui sont connectées n'ont aucune résolution spatiale, on pourra retrouver la direction d'arrivée, le flux et l'état de polarisation de l'onde électromagnétique incidente. La partie instrumentale de mon travail a consisté d'une part à étalonner les antennes du récepteur et d'autre part, à développer des méthodes d'inversions goniopolarimétriques adaptées à ce type de récepteur. Une étude de la physique magnétosphérique de Jupiter a été entreprise. Nous avons obtenir, grâce à nos étalonnage, un nouveau spectre de référence des émissions radio jovienne dans la gamme du récepteur RPWS/HFR. Parmi toutes les émissions radio de la magnétosphère de Jupiter, j'ai choisi d'étudié plus particulièrement les sursauts quasi-périodiques seule composante jovienne dont on ne connaît pas l'origine. Les observations radio de Saturne ont débuté en janvier 2004 lors d'une campagne commune HST (téléscope spatial Hubble) Cassini. La caméra UV du HST a observé les aurores polaires de Saturne pendant que Cassini approchait la planète. Les observations HST sont comparées aux données radio, en terme de flux et de polarisation. Les résultats, préliminaires de cette étude sont en accord avec les résultats de Voyager. Enfin, je présente une proposition d'explication de la variabilité de la période apparente de rotation sidérale de Saturne mesurée grâce aux modulations des émissions radio.

Les étoiles de type solaire naissent de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire. Celui-ci s'accompagne de la formation d'un coeur chaud au sein d'une protoétoile, et de régions de choc provoquées par l'éjection de matière. Dans ces environnements chauds que sont le coeur et les régions choquées, le soufre, piégé à la surface des grains de poussières, s'évapore dans le gaz, sous une forme encore inconnue. Au cours de cette thèse, j'ai étudié l'évolution chimique des différentes composantes d'une protoétoile, en m'intéressant en particulier aux molécules soufrées et à leur possible utilisation pour dater les régions chaudes. Dans un premier temps, j'ai analysé des observations millimétriques de deux régions de formation stellaire de faible masse afin de déduire et contraindre le comportement de ces molécules par rapport aux conditions physiques du gaz. A l'aide d'un modèle de transfert radiatif couplé à un modèle dynamique d'effondrement, j'ai réalisé une étude détaillée de l'émission de SO et SO2 dans les enveloppes protostellaires dans le but d'identifier des transitions permettant de déterminer les profils d'abondance de ces deux molécules dans les protoétoiles. J'ai également développé un modèle chimique qui m'a permis d'étudier en détail l'évolution des composés soufrés et ainsi de déterminer les possibilités et les limites de l'utilisation du soufre comme horloge chimique. J'ai démontré que les rapports d'abondance des molécules soufrées dépendaient plus des conditions physiques du gaz et de la forme initiale du soufre évaporé que du temps. Cependant, une étude au cas par cas sur des sources dont la structure physique est connue permettrait de contraindre à la fois l'âge des sources et la forme initiale de soufre. Des comparaisons entre observations et modèle m'ont permis d'émettre l'hypothèse que le soufre est évaporé des grains sous la forme atomique ou sous une forme rapidement détruite pour donner S.

La formation planétaire a lieu dans les disques constitués de gaz et de poussières entourant les étoiles jeunes. Les propriétés de ces disques protoplanétaires sont mal contraintes par les observations actuelles, cependant leur observation dans le domaine millimétrique nous apporte des informations sur la composition du gaz et de la poussière les constituant. La chimie des disques est dominée par les processus de photo-dissociation dans les couches supérieures chaudes soumises au rayonnement ultraviolet (stellaire et interstellaire) et par la condensation des molécules sur les grains dans le plan des disques. Au cours de cette thèse, j'ai étudié les effets rétroactifs de différents paramètres (tels que la distribution en taille des grains, l'intensité du rayonnement ultraviolet ou le rapport gaz/poussière) sur la distribution de molécules dans les disques. Pour ce faire, j'ai utilisé des observations de différentes molécules obtenues avec l'interféromètre du Plateau de Bure dans différentes sources : la molécule de CO dans deux disques entourant des étoiles Herbig Ae (CQ\,tau et MWC\,758) et le couple de photo-dissociation CN\,-\,HCN dans deux disques autour d'étoiles T-Tauri (DM\,Tau et LkCa\,15) et une étoile de Herbig (MWC\,480). J'ai comparé ces observations aux prédictions d'un modèle de chimie (version modifiée du code \cpdr\ développé à Paris-Meudon). Les observations de CO dans les disques peu massifs ont permis d'étudier le problème de la dissipation du gaz. J'ai montré que les disques peu massifs autour de CQ\,Tau et MWC\,758 présentent une faible abondance de la molécule de CO malgré une température bien supérieure à la température de condensation du CO sur les grains. Parmi les paramètres étudiés pour expliquer ce résultat, la photo-dissociation du CO apparaît comme un processus valide pour expliquer la sous abondance de CO, d'autant plus que le grossissement des grains renforce son efficacité. Une modification du rapport gaz/poussière n'est pas forcément nécessaire. La molécule de CO n'est donc plus un traceur direct du rapport gaz/poussière dans de tels disques peu massifs. De plus, la température des gros grains peut être suffisamment basse pour empêcher la désorption du CO de la surface de ces grains. D'autre part, CN et HCN sont observé à de très faibles température d'excitation, ce qui tendrait à prouver que ces molécules sont situés près du plan du disque (plus près que prédit par les modèles incluant la déplétion sur les grains) et que ce plan est très froid, au moins pour les étoiles T-Tauri.

Les comètes nous renseignent sur les conditions physico-chimiques du Système Solaire en formation. Leur observation en interférométrie millimétrique permet de cartographier l'émission des molécules dans la coma interne et d'étudier la morphologie du dégazage depuis le noyau. Des données de qualité unique ont été obtenues sur la comète C/1995 O1 (Hale-Bopp) avec l'interféromètre du Plateau de Bure de l'IRAM. Au cours de ma thèse j'ai analysé les données concernant H2S, SO, CS et CO. Mes travaux montrent que les molécules H2S et CO proviennent du noyau. La distribution radiale de l'emission de CS est compatible avec une source légèrement étendue, en accord avec sa production par la photolyse de CS2. Le taux de photodissociation de CS est mesuré. La distribution radiale de SO est plus étendue que si ce radical était créé uniquement par la photodissociation de SO2. Cela suggère la présence dans la coma d'une autre source de SO ou d'une source étendue de SO2. Les observations indiquent que H2S est libéré de manière quasi isotrope à la surface du noyau. CS et SO sont présents dans un jet à haute latitude sur le noyau. Le jet de CO proche de l'équateur résulte d'une inhomogénéité de production à la surface et non d'une structure de choc liée à la forme et à la topographie du noyau, comme le montrent les simulations réalisées à partir des résultats d'un modèle hydrodynamique de coma. Nous interprétons les différences entre les profils de dégazage des différentes espèces comme une conséquence de l'inhomogénéité de composition du noyau. Les outils et les méthodes développés seront utiles pour préparer et analyser les futures observations de comètes en interférométrie millimétrique.

La radio astronomie étudie les sources cosmiques au travers de leur rayonnement dans le domaine radio. Les astronomes, utilisateurs passifs du spectre électromagnétique, ont à faire face à une pollution radio de plus en plus importante. Cette thèse s'intéresse particulièrement aux interférences radio d'origine humaine (RFI), et comment les observations radio astronomiques peuvent être réalisées en bandes de fréquences non-protégées. Les approches classiques consistent à contrôler les paramètres statistiques d'une observation. Une fois détectées, les données polluées sont retirées avant post-traitement. En plus d'autres avantages techniques par rapport aux radiotélescopes paraboliques classiques, les réseaux d'antennes offrent une information spatiale lors d'une observation astronomique. La diversité spatiale entre source cosmique d'intérêt (SCOI) et RFI peut être exploitée pour développer des traitements spatiaux d'interférences. Après la formulation d'un module de données multidimensionnel, une technique de soustraction de sous espace RFI est introduite. Cette technique consiste à soustraire la contribution des RFI aux données d'une observation. La projection orthogonale a déjà été considérée auparavant. Cependant, l'orthogonalité requise entre CSOI et RFI pour retrouver une source d'intérêt non biaisée ne peut vraisemblablement pas être satisfaite. Une approche basée sur une projection oblique est introduite afin de pallier à cette condition. Les techniques de projections sont comparées aux techniques classiques de beamforming en termes de réjection de l'interférence et de récupération de la source d'intérêt. Le sous-espace RFI est inconnu de manière générale et se doit d'être estimé. Plusieurs techniques permettant cette estimation, basées sur des propriétés statistiques des RFI et sources cosmiques, sont également présentées et comparées. Les différentes techniques ont été appliquées à des données astronomiques délivrées par le radio télescope Européen LOFAR. Enfin, une implémentation d'un algorithme de traitement spatial d'interférences sur le démonstrateur EMBRACE est présenté.

Cette thèse est une contribution à l'amélioration des observations pour les radiotélescopes à réseaux phasés en présence d'interférences. L'originalité de cette thèse repose sur l'utilisation de la séparation spatiale entre les sources cosmiques et les brouilleurs issus des télécommunications en se basant sur la cyclostationnarité de ces derniers. Cette thèse s'inscrit dans le cadre du projet européen SKADS pour l'amélioration des techniques de suppression d'interférences en radioastronomie pour les futurs instruments d'observations.Nous avons proposé trois techniques de traitement d'interférences : la détection,l'estimation et la soustraction, et le filtrage spatial. Les performances des techniques proposées ont été évaluées à travers des simulations sur des données synthétiqueset/ou réelles, et comparées aux techniques existantes.

La radio astronomie étudie les sources cosmiques au travers de leur rayonnement dans le domaine radio. Les astronomes, utilisateurs passifs du spectre électromagnétique, ont à faire face à une pollution radio de plus en plus importante. Cette thèse s’intéresse particulièrement aux interférences radio d’origine humaine (RFI), et comment les observations radio astronomiques peuvent être réalisées en bandes de fréquences non-protégées. Les approches classiques consistent à contrôler les paramètres statistiques d’une observation. Une fois détectées, les données polluées sont retirées avant post-traitement. En plus d’autres avantages techniques par rapport aux radiotélescopes paraboliques classiques, les réseaux d’antennes offrent une information spatiale lors d’une observation astronomique. La diversité spatiale entre source cosmique d’intérêt (SCOI) et RFI peut être exploitée pour développer des traitements spatiaux d’interférences. Après la formulation d’un module de données multidimensionnel, une technique de soustraction de sous espace RFI est introduite. Cette technique consiste à soustraire la contribution des RFI aux données d’une observation. La projection orthogonale a déjà été considérée auparavant. Cependant, l’orthogonalité requise entre CSOI et RFI pour retrouver une source d’intérêt non biaisée ne peut vraisemblablement pas être satisfaite. Une approche basée sur une projection oblique est introduite afin de pallier à cette condition. Les techniques de projections sont comparées aux techniques classiques de beamforming en termes de réjection de l’interférence et de récupération de la source d’intérêt. Le sous-espace RFI est inconnu de manière générale et se doit d’être estimé. Plusieurs techniques permettant cette estimation, basées sur des propriétés statistiques des RFI et sources cosmiques, sont également présentées et comparées. Les différentes techniques ont été appliquées à des données astronomiques délivrées par le radio télescope Européen LOFAR. Enfin, une implémentation d’un algorithme de traitement spatial d’interférences sur le démonstrateur EMBRACE est présenté. / Radio astronomy studies cosmic sources through their radio emissions. As passive users, astronomers have to deal with an increasingly corrupted radio spectrum. The research presented here focuses on man-made Radio Frequency Interference (RFI), and how astronomical observations can be performed in non-protected frequency bands. Traditional approaches consist in monitoring radio telescopes output data through statistical parameters. Once detected, the corrupted data is removed before further processing. Besides other technical advantages compared to single dish radio telescopes, antenna arrays provide spatial information about astronomical observations. The spatial diversity between cosmic sources-of-interest (CSOI) and RFI can be exploited to develop spatial RFI processing. After formulating a multidimensional radio astronomical data model, an interference subspace subtraction technique is introduced. This approach consists in subtracting RFI contributions from antenna array radio telescopes data. Orthogonal projection applied to astronomical observation vector spaces has already been considered by the past. The orthogonality between RFI and CSOI subspaces is required to recover the CSOI without bias. In order to avoid this latter requirement, an oblique projection approach is here proposed. The projection techniques are compared to classic beamforming techniques in term of interference rejection and CSOI recovering. Being usually unknown, the RFI subspace has to be estimated. Several techniques allowing this estimation, based on statistical properties of RFI and cosmic sources (whiteness and cyclostationarity), are also presented and compared. The different techniques have been applied to real astronomical data, provided by the European radio telescope LOFAR. A last section presents an RFI mitigation algorithm implemented on the demonstrator EMBRACE.