L'environnement proche des étoiles jeunes de faible masse recèle une multitude de phénomènes physiques liés à la formation des étoiles. Ce mémoire de thèse présente un ensemble de travaux théoriques, expérimentaux et observationnels relatifs à ces phénomènes. Après une description des propriétés attribuées aux étoiles de type T Tauri, FU Orionis et Ae/Be de Herbig et plus particulièrement de leurs disques d'accrétion, j'aborde l'étude de la structure verticale de ces disques, issue du transfert de rayonnement et de l'équilibre hydrostatique. La dissipation d'énergie provient du frottement visqueux des particules du disque s'accrétant sur l'étoile, ainsi que de l'absorption du rayonnement stellaire. Il est montré que le rayonnement rasant de l'étoile sur le disque crée une << chromosphère >> . J'étudie par la suite la possibilité de détecter directement le milieu circumstellaire (disque, binarité, planètes, jets,...) grâce aux techniques à haute-résolution angulaire (optique adaptative et interférométrie). Je présente ensuite un prototype de coronographe à haute résolution spatiale que j'ai conçu, modélisé, construit et testé en vue de telles observations. Je décris finalement les observations de l'environnement du système stellaire jeune Z Canis Majoris que j'ai réalisées à la limite de la diffraction dans le proche infrarouge au télescope de 3.60 mètres de l'ESO. Elles montrent que cet objet est composé d'une binaire et d'une structure étendue en forme de disque, perpendiculaire au jet connu et éclairée non pas par la source centrale mais par le compagnon infrarouge.

Cette thèse étudie l'influence des échelles stellaires et galactiques sur l'observation de jeunes amas stellaires. Une étude complète du phénomène de ségrégation de masse est faite pour en déduire l'erreur systématique induite lors de l'estimation de la masse de ces amas jeunes à partir des observations (lumineuses) et du théorème du viriel. Cette étude a été rendue possible par le développement de bibliothèques ruby permettant d'interfacer évolution stellaire et banque spectrale avec l'analyse. L'influence des échelles galactiques est explorée via la reproduction du système des Antennes et la récupération du tenseur de marée correspondant le long de l'orbite d'un amas dans ce système. Les implications de ce concept sont discutées, notamment l'apparition de zones complètement compressives possiblement à l'origine de la formation d'une partie des amas observés ou de leur survie primordiale. Son inclusion dans un code à sommation directe a été effectuée.

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.

Quatre microélectrodes ont été insérées dans le ganglion stellaire gauche (GS) de préparations canines in vivo pour évaluer la décharge des potentiels d’action dans les neurones situés dans ce ganglion périphérique durant un état cardiovasculaire stable et suivant des injections systémiques et locales de nicotine. Durant les périodes de contrôle, des changements mineurs ont été observés dans la pression artérielle systolique, dans le rythme cardiaque et dans le temps de conduction atrio-ventriculaire. L’activité générée par les neurones du GS est demeurée relativement constante à l’intérieure de chaque chien, mais variait entre les préparations. L’administration de nicotine systémique a altéré les variables physiologiques et augmenté l’activité neuronale. Même si différents changements au niveau des variables physiologiques ont été observés entre les animaux, ces changements demeuraient relativement constants pour un même animal. La dynamique de la réponse neuronale était similaire, mais l’amplitude et la durée variaient entre et au sein des chiens. L’injection de nicotine dans une artère à proximité du GS a provoqué une augmentation marquée des potentiels d’action sans faire changer les variables physiologiques. La technique d’enregistrement permet donc de suivre le comportement de multiples populations de neurones intrathoraciques situés dans le GS. La relation entre l’activation neuronale du GS et les changements physiologiques sont stables pour chaque chien, mais varient entre les animaux. Cela suggère que le poids relatif des boucles de rétroaction impliquées dans la régulation cardiovasculaire peut être une caractéristique propre à chaque animal. / Four micro-electrodes were inserted in the left stellate ganglion (SG) of in vivo canine preparations to evaluate the firing of neuronal somata located in this peripheral ganglion during stable cardiovascular state and following local and systemic injection of nicotine. During control periods, minor changes were observed in systolic arterial pressure, the heart rhythm and the atrioventricular conduction time. The activity generated by SG neurons remained relatively constant within each dog, but the firing rate was variable among the preparations. Systemic nicotine administration altered the physiological variables and increased the neuronal activity. Although different patterns of physiological changes were observed among the preparations, it remained invariant upon successive injections in each animal. The behaviour of the neuronal response was similar but varies in amplitude and duration both within and between the dogs. Local injections of nicotine in an artery close to the SG induced a brief and huge burst of neuronal firing, but did not influence the physiological response. The recording technique thus permit to follow the behaviour of multiple intrathoracic neuronal populations located in the SG. The relation between the SG firing and the physiological changes is stable in each dog, but differed between the animals. It suggests that the weight of the different feedback loops involved in the cardiovascular regulation might be a characteristic feature of each animal and/or the position of the electrodes in the SG is critical, since different neuronal populations are present and could react differently.

Un des enjeux majeurs de la théorie de l'évolution stellaire est de comprendre l'influence des processus de transport liés aux mouvements macroscopiques engendrés par la rotation sur la structure interne et l'évolution des étoiles. En particulier, le transport turbulent des éléments chimiques dû à la rotation différentielle dans les zones radiatives des étoiles est actuellement pris en compte dans de nombreux codes d'évolution stellaire comme un processus diffusif dont le coefficient est déterminé à partir d'arguments phénoménologiques. Le but de cette thèse est de contraindre l'un de ces coefficients, le coefficient de diffusion radiale induit par la rotation différentielle radiale, à l'aide de simulations numériques directes décrivant les mouvements turbulents engendrés par un cisaillement forcé localement dans une zone radiative d'étoile. L'exploration du domaine des très fortes diffusivités thermiques - ou, de manière équivalente, des petits nombres de Péclet -- typiques des intérieurs stellaires a été rendue possible par l'utilisation d'un développement asymptotique des équations de Boussinesq adapté. Le principal résultat ce cette thèse est que nos simulations numériques sont en accord avec la forme du coefficient de diffusion proposée par J.-P. Zahn dans le régime des nombres de Péclet turbulents inférieurs à un. Les résultats obtenus pour des nombres de Péclet supérieurs à un sont en accord avec le modèle de Lindborg & Brethouwer (2008) proposé dans un contexte géophysique. Les simulations réalisées en prenant en compte l'effet dynamique de la stratification chimique nous ont également permis de valider un des modèles utilisés dans les codes d'évolution stellaire et d'en éliminer un autre.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

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Depuis la première détection d'une planète extrasolaire autour d'une étoile de type solaire par Mayor et Queloz (1995), plus de 1500 planètes ont été découverts. Actuellement il existe un énorme intérêt à découvrir et caractériser des planètes semblables à la Terre, en particulier celles situées dans la zone habitable de leur étoile hôte (définie comme la distance à l'étoile hôte où la température de la planète permet l'existence d'eau liquide à la surface). La détection de planètes de type terrestre, et la recherche de biomarqueurs dans leurs atmosphères sont parmi les principaux objectifs de l'astronomie du vingt et unième siècle. La méthode des vitesses radiales (VR), consistant à mesurer le mouvement réflexe de l'étoile induit par des planètes en orbite, est une remarquable technique pour atteindre cet objectif.Pour atteindre les précisions nécessaire à la detection de telles planètes il est absolument nécessaire de concevoir des spectrographes extrêmement stables, d'avoir une très bonne compréhension de l'activité stellaire (qui peut mimer l'effet d'une planète), d'effectuer un traitement soigneux de l'atmosphère terrestre (laquelle inévitablement laisse des empreintes dans les spectres acquis depuis le sol), et de disposer d'une puissante technique pour extraire, à partir des spectres, autant d'information Doppler que possible. La recherche de planètes orbitant autour des étoiles de très faible masse, plutôt qu'autour des étoiles de type solaire, permet d'aborder dès maintenant la détection de planètes de faible masse dans la zone habitable. En effet, en gardant tout les autres paramètres égaux, le mouvement réflexe (et donc l'amplitude de la variation VR) sera plus grande si l'étoile centrale est de très faible masse. De plus les naines M ont une plus faible luminosité que les étoiles de type solaire, il en resulte des périodes orbitales courtes des planètes dans la zone habitable (~50 jours pour les naines M contre ~360 jours pour des étoiles de type solaire), entraînant à nouveau en une plus grande amplitude des VR. Une précision de ~1 m/s en VR permet la détection d'une planète dans la zone habitable d'une naine M, alors que ~0.1 m/s sont nécessaire dans le cas d'une étoile de type solaire.Cette thèse vise à optimiser l'extraction de VR des spectres des naines M à haute résolution acquis avec le spectrographe HARPS (avec une possibilité d'applications futures sur d'autres instruments comme SOPHIE, HARPS-N et le prochain spectrographe infrarouge SPIRou - prochainement mis en service au CFHT). Les effets de l'activité stellaire des naines M seront également analysées, dans le contexte de la technique des VR. Divers traceurs d'activité stellaire sont utilisés pour rejeter des fausses détections ou pour étudier les relations entre l'activité magnétique et la rotation. Dans cette thèse (Chap. 3) je calibre pour la première fois le flux dans les raies H et K du Calcium en fonction de la luminosité bolométrique et je détermine la relation entre cet estimateur R'HK et la période de rotation des naines M. Dans le chapitre 4 je décris l'implémentation d'une méthode d'extraction de VR par une minimisation du Chi-deux entre un template spectral et les spectres observés. Je démontre que cette méthode est plus précise que celle classiquement utilisée. Les raies telluriques qui affectent les mesures VR sont prises en compte dans les procédures d'analyse. Ces méthodes sont testées sur des systèmes avec des candidats planétaires, je discuterais l'analyse de certains de ces systèmes. / Since the first detection of an extrasolar planet orbiting a Sun-like star by Mayor and Queloz (1995), more than 1500 have been discovered. Enormous interest is currently focused on finding and characterising Earth-like planets, in particular those located in the habitable zone of their host star (defined as the distance from the host star where the planet temperature allows liquid water to flow on its surface). Both the detection of Earth-like planets, and the search for biomarkers in their atmospheres are among the main objectives of the twenty-first century's astronomy. The method known as radial velocities (RV), that consists in the measure of the star's reflex motion induced by orbiting planets, is a promising technique to achieve that quest.The main difficulties with the RV technique are the needs of an extremely stable spectrograph, a correct understanding of stellar activity (which can mimic the effect of a planet), a careful treatment of our Earth's atmosphere (which inevitable imprints spectra taken from the ground), and the need to dispose of a powerful algorithm to extract as much Doppler information as possible from the recorded spectra. Search for planets orbiting very low-mass stars (M dwarfs) can more easily reach the goal of detecting low-mass planets in the habitable zone of their parent star, compared to solar-type stars. Indeed, everything else being equal, a lower mass of the host star implies a larger reflex motion, and thus a larger RV amplitude. Moreover, the lower luminosity of M dwarfs compared to Sun-like stars, implies shorter orbital periods from planets in the habitable zone (~50 days against ~360 days, for M dwarfs compared to solar-type stars, respectively), resulting again in a larger RV amplitude. A RV precision of ~1 m/s allows a planet detection in the habitable zone of an M dwarf, whereas ~0.1 m/s is required in the case of a solar-type stars.This thesis aims to optimise the RV extraction from HARPS high-resolution spectra (and to open similar analysis on other instruments like SOPHIE, HARPS-N and the upcoming infrared spectrograph SPIRou -- to be commissioned to the 3.6-m CFH-Telescope). The effects of stellar activity will also be analysed, and contextualised in the RV technique. Stellar activity tracers are used to reject false detections or to study the relationships between the stellar magnetic activity and rotation. In this thesis (Chap.ref{chap:mag_activity}) I calibrate for the first time the ratio between the Ca textrm{small II} Htextrm{small &}K chromospheric lines and the bolometric luminosity for M dwarfs. I determine a relationship between the R^prime_{HK}-index and the rotation period of M dwarfs. In chapter~ref{chap:template_matching} I describe my algorithm to extract RVs through a chi^2-minimisation between a stellar template and the observed spectra. I demonstrate the improved accuracy of this method. Telluric spectral lines also affect the measurements of RV and are taken into account in the analysis procedures. I tested these methods on systems with planetary candidates, and for some systems, I took in charge the Keplerian analysis.

Le Centre Galactique abrite en son cœur un objet compact de plusieurs millions de masses solaires. L'hypothèse faite à l'heure actuelle est que cet objet serait un trou noir supermassif décrit par la relativité générale. L'instrument de seconde génération du Very Large Telescope Interferometer, GRAVITY, va permettre d'apporter des réponses quant à la réelle nature de cet objet. Grâce à sa précision astrométrique de 10 microsecondes d'angle, il va pouvoir sonder l'espace-temps en champ fort via l'observation des étoiles et du gaz situés à proximité de l'objet central.Au cours de ma thèse j'ai mis au point un modèle permettant de simuler les observations d'orbites d'étoiles de GRAVITY, l'objectif étant d'extraire à l'aide de celui-ci les paramètres fondamentaux du candidat trou noir central ainsi que les effets relativistes. Pour cela, j'ai utilisé le code de tracé de rayons GYOTO développé à l'Observatoire de Paris. Ce code permet de calculer des trajectoires d'étoiles et de photons obtenues en présence d'un objet compact. Il est alors possible de simuler les positions apparentes d'étoiles en orbite autour du Centre Galactique en calculant leur image relativiste.J'ai d'abord validé le calcul des trajectoires des photons effectué dans GYOTO. Grâce à des tests effectués en déflexion faible et forte, j'ai pu démontrer que GYOTO était hautement satisfaisant pour simuler les observations GRAVITY. En effet, j'ai montré que l'erreur sur le calcul des géodésiques de genre lumière était inférieure à environ 10^-2 microseconde d'angle, et cela même pour de grandes distances d'intégration.Je me suis ensuite intéressée à l'étude d'une étoile appelée S2 qui a contribué à fortement contraindre la masse de l'objet central. Sa proximité au Centre Galactique fait d'elle une cible idéale pour sonder l'espace-temps en champ fort. En particulier, j'ai estimé quels étaient les temps minimaux d'observation nécessaires pour détecter des effets relativistes à l'aide de mesures astrométriques et spectroscopiques obtenues sur l'étoile S2. Pour cela, j'ai mis en place plusieurs modèles d'orbites prenant en compte chacun un certain nombre d'effets relativistes. Le modèle le plus précis est obtenu en relativité générale complète avec le code GYOTO. Néanmoins, puisque l'étoile S2 est suffisamment éloignée de l'objet compact, ce modèle néglige certains effets de lentilles gravitationnelles telles que les images secondaires et l'amplification des images primaires. Par ailleurs, je me suis également intéressée à la contraindre du moment cinétique du candidat trou noir central avec cette étoile. En particulier, j'ai déterminé, grâce au modèle le plus précis mis en place ici, qu'il était possible de contraindre la norme et la direction du moment cinétique avec une incertitude d'environ 0,1 et 20 degrés, respectivement, et cela en considérant des observations obtenues sur trois périodes de S2 et des précisions de 10 microsecondes d'angle et 10 km/s.En vue de la possible détection d'étoiles plus proches du Centre Galactique par GRAVITY, j'ai développé un modèle prenant en compte les effets de lentilles négligés dans le modèle précédent. Néanmoins, afin de minimiser le temps de calcul demandé par celui-ci, j'ai déterminé une zone de l'espace dans laquelle il était tout de même possible d'utiliser ce dernier.Enfin, j'ai étudié l'influence de corps du Système Solaire sur les mesures astrométriques de GRAVITY, c'est-à-dire sur la séparation angulaire entre deux sources du Centre Galactique. Cette étude a montré que ces mesures différentielles n'étaient déviées que de quelques microsecondes d'angle par la perturbation gravitationnelle engendrée par le Soleil. Cependant, celles-ci sont modifiées de plusieurs centaines de microsecondes d'angle par l'effet d'aberration induit par le mouvement de la Terre par rapport aux sources du Centre Galactique. Il sera donc nécessaire de prendre en compte cet effet lors de l'interprétation des données obtenues par GRAVITY. / Decades of studies have demonstrated the presence of a compact object of several million solar masses at the center of the Galaxy. Nowadays, the assumption is that this compact object is probably a supermassive black hole described by general relativity. The second generation instrument at the Very Large Telescope Interferometer, GRAVITY, is expected to better constrain the nature of this central object. By using its astrometric accuracy of about 10 microarcseconds, it will probe spacetime in strong gravitational fields by observing stars and gas located near the compact object.During my PhD I have developed a stellar-orbit model in order to interpret the future GRAVITY observations. By using this model it will be possible to extract the central black hole candidate parameters and relativistic effects. To implement the model, I used the ray-tracing code GYOTO developed at Observatoire de Paris. This code allows computing star and photon trajectories obtained in the vicinity of a compact object. It is thus possible to simulate apparent positions of stars orbiting the Galactic Center by computing relativistic images.My work started by validating the photon trajectories computed in GYOTO. By doing tests in both weak- and strong-deflection limits, I have shown that the GYOTO code is highly qualified to simulate GRAVITY observations. Indeed, the error made on the photon trajectories is inferior to 10^-2 microarcsecond, even when integrating over large distances.Then, I was interested in studying a star called S2 that contributed to importantly constrain the mass of the central object. This star is the second closest star to the Galactic Center and has an orbital period of about 16 years. Nowadays, we do not know whether closer-in stars will be discovered by GRAVITY. It is thus important to extract as much information as possible from this star. In particular, I have estimated the minimal observation times needed to detect relativistic effects by using astrometric and spectroscopic measurements of S2. To do so, I have developed different stellar-orbit models taking into account a certain number of relativistic effects. The more accurate model is obtained by using the ray-tracing code GYOTO and considering all relativistic effects. However, as the S2 star is sufficiently far from the compact object, this model neglects certain gravitational lensing effects such as the secondary images and the primary images amplification. Besides, I was also interested in the possibility of constraining the angular momentum of the central black hole candidate with the S2 star. In particular, I have shown that with a model which does not use ray-tracing, the norm and the direction of the angular momentum can be constrained with an uncertainty of about 0.1 and 20 degrees, respectively, by using observations obtained during three periods of S2 and with accuracies reaching 10 microarseconds and 10 km/s.Since closer-in stars could be detected by GRAVITY, I have developed a more accurate stellar-orbit model taking into account the lensing effects neglected in the previous model. However, in order to minimize the computing time required by this model, I determined a volume in which it is possible to neglect both the secondary images and the primary images amplification.Finally, I have studied the impact of different components of the Solar System on astrometric positions measured by GRAVITY. This study has shown that those measurements are deviated by an amount of a few microarcseconds by the gravitational perturbation generated by the Sun. However, those apparent positions are shifted by several hundred microarcseconds by the aberration effect due to the movement of the Earth with respect to the Galactic Center. It is thus necessary to take into account this effect in future interpretations of GRAVITY observations.

Les étoiles massives, de type O ou B, sont d'une importance capitale pour le budget énergétique des galaxies et l'enrichissement du milieu interstellaire. Néanmoins, leur formation, contrairement à celle des étoiles de type solaire reste sujet à débats, sinon une énigme. Les toutes premières étapes de la formation des étoiles massives ainsi que la formation de leur nuage parent sont des thèmes qui stimulent une grande activité sur les plans théorique et observationnel depuis une décennie. Il semble maintenant acquis que les étoiles massives naissent dans des cœurs denses massifs, qui se forment au travers de processus dynamiques, tels que les flots de gaz collisionnels. Au cours de ma thèse, j'ai mené une étude approfondie de la formation des cœurs denses et des étoiles massives au sein de la structure hypermassive W43-MM1, localisée à 6~kpc du soleil. Dans un premier temps, j'ai montré une corrélation directe entre l'efficacité à former des étoiles et la densité volumique des nuages moléculaires, en décalage avec un certain nombre d'études précédentes. En effet, la distribution spatiale et de masse des cœurs denses massifs en formation au sein de W43-MM1 suggère que ce filament hypermassif est en phase de flambée de formation d'étoiles, flambée d'autant plus grande que l'on se rapproche de son cœur. J'ai comparé ces résultats observationnels aux modèles numériques et analytiques d'efficacité de formation stellaire les plus récents. Cette confrontation permet non seulement d'apporter de nouvelles contraintes sur la formation des filaments hypermassifs, mais suggère aussi que la compréhension de la formation d'étoiles dans les nuages hypermassifs nécessite une description fine de la structure de ces objets exceptionnels. En second lieu, ayant montré que la formation des étoiles massives est fortement dépendante des propriétés des filaments qui les forment, je me suis naturellement intéressé aux processus de formation de ces filaments, grâce à une étude de leur dynamique globale. Plus précisément, j'ai utilisé un traceur de chocs (la molécule de SiO) pour discerner les chocs dûs aux processus locaux de formation des étoiles (jets et flots bipolaires), des chocs dûs aux processus permettant la formation du nuage. J'ai ainsi pu, via une étude sans précédent alliant observations et modélisation de chocs dans une région formant de nombreuses étoiles, montrer l'existence de chocs à basse vitesse, première signature directe de la formation du nuage moléculaire dans lequel les étoiles massives se forment. Ces résultats constituent une étape importante reliant, via des processus dynamiques, la formation des nuages moléculaires à la formation des étoiles massives. / O and B types stars are of paramount importance in the energy budget of galaxies and play a crucial role enriching the interstellar medium. However, their formation, unlike that of solar-type stars, is still subject to debate, if not an enigma. The earliest stages of massive star formation and the formation of their parent cloud are still crucial astrophysical questions that drew a lot of attention in the community, both from the theoretical and observational perspective, during the last decade. It has been proposed that massive stars are born in massive dense cores that form through very dynamic processes, such as converging flows of gas. During my PhD, I conducted a thorough study of the formation of dense cores and massive stars in the W43-MM1 supermassive structure, located at ~ 6 kpc from the sun. At first, I showed a direct correlation between the star formation efficiency and the volume gas density of molecular clouds, in contrast with scenarii suggested by previous studies. Indeed, the spatial distribution and mass function of the massive dense cores currently forming in W43-MM1 suggests that this supermassive filament is undergoing a star formation burst, increasing as one approaches its center. I compared these observational results with the most recent numerical and analytical models of star formation. This comparison not only provides new constraints on the formation of supermassive filaments, but also suggests that understanding star formation in high density, extreme ridges requires a detailed portrait of the structure of these exceptional objects. Second, having shown that the formation of massive stars depends strongly on the properties of the ridges where they form, I studied the formation processes of these filaments, thanks of the characterization of their global dynamics. Specifically, I used a tracer of shocks (SiO molecule) to disentangle the feedback of local star formation processes (bipolar jets and outflows) from shocks tracing the pristine formation processes of the W43-MM1 cloud. I was able, via an unprecedented study combining observations and modeling of shocks in a starbust region, to show the existence of widespread low velocity shocks, that are the first direct signature of the formation of the massive molecular cloud from which massive stars form.These results are an important step connecting, via dynamical processes, the formation of molecular clouds to the formation of massive stars.