Th. 3e cycle--Optique et phys. moléculaire--Lille 1, 1977. N°: 662.

Comprendre la formation planétaire est un défi majeur de l'astronomie. Il est désormais établi que les systèmes planétaires naissent au sein de disques protoplanétaires, qui se forment concomitamment aux étoiles pré-séquence principale.<br /><br />Cette thèse présente le travail que j'ai mené afin de déterminer les conditions physico-chimiques qui prévalent dans ces objets. Je présente en particulier les observations en interférométrie millimétrique des disques entourant les étoiles jeunes DM Tau, LkCa 15, MWC 480, HD 34282 et AB Aur dans les raies de rotations des isotopes de CO, ainsi que de quelques molécules et radicaux (HCN, CN, etc.). Je présente également le modèle paramétrique que j'ai employé pour analyser ces données, notamment la partie du transfert radiatif hors équilibre thermodynamique local que j'ai développé au cours de ma thèse. Enfin je présente les résultats que j'ai obtenu de ces observations.

La compréhension des processus amenant à la formation d'étoiles depuis la phase dense du milieu interstellaire est possible via l'observation des molécules. Celles--ci nous permettent de contraindre, par l'intermédiaire d'une modélisation de leur émission, les conditions physiques, dynamiques et chimiques présentes dans les nuages au cours des différents stades de l'effondrement. Les milieux sondés lors de ce type d'étude correspondent, pour la plupart des molécules, à des conditions pour lesquelles le peuplement des niveaux d'énergie s'effectue hors équilibre thermodynamique. L'analyse du rayonnement nécessite alors des données de physique microscopique dont la précision influence fortement la description des régions modélisées. C'est dans ce contexte que s'inscrit le travail effectué durant cette thèse: celui-ci a porté, d'une part, sur la détermination de constantes de vitesses de collision pour les molécules N2H+ et H2O et d'autre part, sur l'interprétation de spectres observés pour ces molécules dans des régions de formation d'étoiles. La première de ces molécules, N2H+, constitue un excellent traceur des régions denses des nuages froids et la seconde, H2O, est la troisième espèce moléculaire la plus abondante dans les régions de formation d'étoiles massives ou de faibles masses et constituera le principal objectif du satellite Herschel. Pour la molécule N2H+, des constantes de vitesse de collision concernant la structure hyperfine ont été obtenues pour les niveaux hyperfins associés aux 7 premiers niveaux rotationnels et pour la gamme de température T=5-50 K. Pour cela, la dynamique collisionnelle a été etudiée avec une approche quantique indépendante du temps où la structure hyperfine est introduite via une méthode de recouplage. Ces données ont ensuite été utilisées afin d'interpréter l'émission observée dans un échantillon de nuages pré-protostellaires. En particulier, différentes approches ont été envisagées afin de traiter la résolution des équations d'équilibre statistique ce qui a permis de dégager les influences respectives qu'ont les taux de collision, le couplage radiatif et la structure en densité et température de la source sur les rapports d'intensité des transitions hyperfines associées à la transition j=1-0. Concernant H2O, l'objectif de ce travail est d'une part, de réactualiser les constantes de vitesse de collision du système H2O-H2, en se basant sur une surface d'énergie potentielle (SEP) récemment calculée et dont la précision est supérieure à celle qui a précédemment été utilisée. Ceci a tout d'abord permis une comparaison visant à établir la sensibilité des constantes de vitesse de collision à différents paramètres de la SEP. Ensuite, nous nous sommes intéressés à la détermination des paramètres d'élargissement de raies par collisions, en se basant sur l'approximation d'impact. L'intérêt de cette dernière étude est double: d'une part, ces données sont nécessaires à l'étude des atmosphères planétaires et d'autre part, par l'intermédiaire d'une confrontation entre résultats théoriques et données expérimentales, celle--ci nous donne une estimation de la qualité de la SEP et des données qui en sont issues. Finalement, en parallèle à ce travail, il a été effectué une analyse de l'émission de H2O observée dans la nébuleuse de Kleimann-Low dans Orion. A partir de données obtenues avec le satellite ISO, il a alors été possible de contraindre les conditions physiques de la source ainsi que la répartition spatiale de l'abondance de l'eau.

Le transfert radiatif est une théorie indispensable à l'astrophysique. Le développement d'outils numériques réalistes, plus rapides et plus précis, est d'actualité pour améliorer l'exploitation des données de nombreux instruments déjà existants et futurs. La première partie de mon travail de thèse a consisté à développer un nouveau code radiatif hors Equilibre Thermodynamique Local (hors-ETL) en géométrie 2D cartésienne pour des atomes à plusieurs niveaux d'énergie. Ce code repose sur des algorithmes de type Gauss-Seidel/Successive Over-Relaxation (SOR) combinés à des techniques multi-grille (Paletou & Léger 2007, Léger et al. 2007). La seconde partie de ma thèse a consisté à appliquer ce code à l'étude du spectre de He I des protubérances solaires. Certains de ses multiplets sont largement utilisés pour le diagnostic du champ magnétique dans ces structures. La structure fine atomique de He I est prise en compte, ce qui permet de synthétiser des raies spectrales directement comparables aux observations obtenues à haute résolution spectrale, par exemple avec THéMIS. Des effets de géométrie sont mis en évidence sur la formation de ces multiplets. Enfin les premiers calculs du spectre de He I considérant des structures filamentaires en 2D ont été effectués (Léger & Paletou 2008).

Cette thèse porte sur la modélisation du spectre de l'hélium dans les protubérances solaires quiescentes. Les protubérances sont des structures magnétiques confinant un plasma froid et dense par rapport au plasma coronal environnant. Malgré sa très grande importance, aucun calcul théorique hors Equilibre Thermodynamique Local (ETL) n'a été mené sur une large gamme du spectre de l'hélium observable dans les protubérances depuis les travaux de Heasley et ses collègues, parus entre 1974 et 1983. Cette étude s'attache donc à effectuer de nouveaux calculs hors ETL, en éliminant de nombreuses restrictions présentes dans les travaux de Heasley et al. On obtient le spectre émergent de l'hélium dans une protubérance à une dimension, isotherme et isobare, pour un modèle d'hélium à 34 niveaux d'énergie (He I + He II + He III). Les études théoriques menées ici montrent les différents effets que peuvent avoir les paramètres physiques de nos modèles sur les populations des principaux niveaux d'énergie de l'hélium ainsi que sur les intensités émises. Une partie du travail est également consacrée à la comparaison avec des observations faites avec les spectromètres SUMER et CDS embarqués à bord de SoHO, ce qui permet un diagnostic de la structure observée. Cette étude a uniquement porté sur les protubérances solaires quiescentes pour des modèles isothermes et isobares. L'outil de diagnostic hors ETL dont nous disposons maintenant constitue un apport considérable pour l'interprétation des observations. Les perspectives seraient d'améliorer notre compréhension de la formation du spectre de l'hélium dans d'autres conditions physiques, et d'appliquer notre méthode de diagnostic à d'autres objets de l'atmosphère solaire et à d'autres situations astrophysiques.

Des observations récentes montrent que les jeunes étoiles en cours de formation éjectent de la matière à des dizaines de kilomètres par seconde, sous la forme de jets et flots impactant le milieu ambient dont l'effondrement est a l'origine de la formation stellaire. L'impact supersonique entre le jet et le nuage moléculaire parent de l'étoile génère un front de choc sous la forme d'un “bow-shock” se propageant dans le gaz interstellaire, et qui s'accompagne d'un choc en retour qui se propage le long du jet.<br /><br />La structure de ces chocs dépend de leur vitesse ainsi que des propriétés physiques du gaz dans lequel ils se propagent, et notamment de la valeur du champ magnétique local. Les simulations numériques de type magnétohydrodynamique de propagation de tels chocs permettent de contraindre les propriétés physiques et chimiques du gaz dans lequel est générée l'émission moléculaire. Les chocs interstellaires, stationnaires et non stationnaires sont ainsi modélisés, et des grilles de modèles sont construites, pour différentes plages de valeurs des paramètres préchocs qui sont aussi les paramètres d'entrée du code de choc, parmi lesquels la vitesse de choc, la densité préchoc, le champ magnétique, et l'âge des chocs dans le cas des chocs non stationnaires.<br /><br />L'émission de la molécule de dihydrogène est d'abord étudiée. En raison de son importance particulière (due à son importante densité ainsi qu'au rôle crucial joué en tant que refroidisseur du gaz et de partenaire de collision pour les espèces moléculaires), la population de ses niveaux est résolue à l'intérieur du code de choc, ainsi que son transfert de rayonnement. L'onde de choc modifie la composition chimique du gaz, dissociant partiellement ou totalement l'hydrogène moléculaire, qui est le principal agent refroidissant du gaz. Dans les régions où le dihydrogène subsiste, il est excité collisionnellement , générant ainsi de l'émission dans ses transitions rovibrationnelles et purement rotationnelles. Cette émission est en effet observée dans l'infrarouge par les satellites ISO (Infrared Space Observatory) et Spitzer. Les diagrammes d'excitation correspondants sont ensuite utilisés pour comparer les modèles aux observations existantes pour le flot bipolaire L1157, détecté autour d'une jeune protoétoile de Classe 0. Ces comparaisons confirment la nécessité d'un recours aux modèles de chocs non stationnaires pour interpréter les densités de colonne observées pour les niveaux de H2.<br /><br />De telles régions de chocs génèrent des conditions physiques et chimiques elles mêmes à l'origine d'une chimie particulière favorisant la formation de molécules caractéristiques telles que SiO, dont l'émission est alors observée dans les fenêtres infrarouge et submillimétrique (IRAM, CSO, JCMT). Le transfert de rayonnement de la molécule de SiO est simulée à l'aide d'un programme numérique reposant sur l'approximation LVG (Large Velocity Gradient). Ce programme est écrit, testé dans des conditions basiques, comparé à d'autres modèles de référence, puis utilisé en sortie du code de choc pour les modèles des grilles mentionnées plus haut. Les mécanismes d'émission des raies moléculaires sont ainsi étudiés, des digrammes d'intensité intégrée et des profils de raie sont alors produits. Des comparaisons avec les observations de la région L1157 sont effectuées indépendamment des résultats relatifs au dihydrogène, avec un bon accord pour des modèles de choc stationnaires et sous diverses hypothèses de répartition initiale du silicium dans les grains de poussière, et de l'oxygène dans la phase gazeuse. Enfin, l'émission de SiO est aussi étudiée dans le cadre de ces mêmes hypothèses dans les chocs non stationnaires. La comparaison simultanée des observations SiO et H2 est alors réalisée, c'est à dire leur ajustement par un même modèle de choc, avec des résultats encourageants.<br /><br />Pour compléter cette étude, l'émission de CO est aussi envisagée dans les modèles de chocs stationnaires et non stationnaires, et le monoxyde de carbone est ajouté à la liste des molécules dont la production et l'émission peuvent être modélisées par le même choc que H2 et SiO avec un accord satisfaisant, même si cet ajout ne génère pas de contrainte supplémentaire par rapport à ces deux molécules.

La dernière génération de satellites X, comme XMM-Newton ou Chandra, a beaucoup enrichi notre savoir sur les propriétés du rayonnement X des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG). La spectroscopie détaillée et les observations longues de plusieurs centaines de milliers de secondes ont ouvert de nouvelles perspectives sur les mécanismes de la production du rayonnement X, de sa modification par la matière située sur son chemin, et sur sa variabilité.<br /><br />Dans ma thèse, je présente des modèles de transfert de rayonnement thermique pour les NAG dans les domaines spectraux de l'extrême UV et des X. Les modèles prennent en considération plusieurs aspects des propriétés X observées: la composante du 'reprocessing', la variabilité et les flares X, ainsi que les effets du 'warm absorber'. Concernant le reprocessing, je modélise en détail des flares X en supposant des reconnexions magnétiques au-dessus du disque d'accrétion. Ces événements sont supposés être similaires aux flares solaires. Ils produisent des sources lumineuses et compactes émettant du rayonnement X dur et créant des taches chaudes sur le disque sous-jacent. J'évalue les propriétés physiques du milieu du disque à travers la tache et je calcule des spectres pour le rayonnement ré-émis en fonction de la position dans la tache et de la ligne de visée locale. Je fais varier la masse du trou noir, son taux d'accrétion, et son paramètre de rotation en évaluant des taches à plusieurs distances du trou noir et pour des phases orbitales différentes. Je calcule aussi des spectres vus par un observateur lointain en appliquant un traitement complet de relativité qui est basé sur une technique du tracés de rayons. Je fournis des simulations de l'évolution spectrale à laquelle on s'attend pour des flares particuliers, en tenant compte des délais causés par la distance entre la source compacte et différents endroits de la tache chaude. Les modèles du flare sont effectués en supposant un disque d'accrétion sous-jacent qui est à l'équilibre hydrostatique. La durée du flare est supposée être par un facteur significatif moins longue que l'échelle de temps dynamique du disque, afin que sa structure verticale reste constante pendant toute la période du flare.<br /><br />Des observations récentes de la galaxie Seyfert-1 MCG -6-30-15 avec XMM-Newton ont montré une courbe du lumière qui contient un flare lumineux et symétrique pendant environ 2000 secondes. Pour ce flare, Ponti et al. (2004) présentent une analyse temporelle à l'aide des fonctions d'auto-corrélation en dérivant des délais entre des bandes d'énergie différentes. Je suggère un modèle simple qui décrit ces délais en supposant que l'observateur détecte le rayonnement primaire et le reprocessing comme pulses consécutifs. Ce modèle reproduit les délais observés dans MCG -6-30-15 d'une manière qualitativement correcte, et il permet une estimation de la distance entre la source compacte du flare et la surface du disque.<br /><br />En utilisant les résultats de la modélisation d'un flare particulier, on effectue des simulations Monte-Carlo pour des distributions de flares répartis sur le disque. Le spectre de variabilité rms calculé est construit sur la base des ces simulations pour différentes distributions radiales de la luminosité du disque et pour différents paramètres de rotation du trou noir. En appliquant notre modèle au spectre rms observé, nous apportons à ces paramètres des contraintes pour le cas de MCG -6-30-15.<br /><br />Enfin, nous étudions la modification du rayonnement X dans des régions plus lointaines de l'objet central grâce à une modélisation du warm absorber. Une grille de modèles est calculée pour un warm absorber en équilibre de pression totale, comme l'a suggéré récemment l'observation de la galaxie Seyfert-1 NGC 3783. Nous montrons les tendances générales de la stratification du milieu et du spectre absorbé qui en résulte en faisant varier la pente du spectre incident, le paramètre d'ionisation, et la densité de colonne du warm absorber.<br />_______________<br />Référence: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451

L'étude de l'émission haute énergie est indispensable pour comprendre les processus radiatifs inhérents aux flots d'accrétion sur les objets compacts (trous noirs et étoiles à neutrons). Le continuum X/γ d'un tel système est généralement interprété selon deux composantes. La première traduit la présence d'un disque d'accrétion alors que la deuxième, à plus haute énergie (>20 keV), peut s'expliquer par des diffusions Compton inverses entre électrons chauds et photons de plus basse énergie. Les mécanismes de chauffage des électrons et la structure du milieu de Comptonisation restent cependant mal connus. Pour approfondir notre compréhension des processus physiques qui gouvernent ce milieu, nous disposons d'une quantité importante de données issues de l'instrument SPI, un spectromètre haute énergie (20 keV - 8 MeV) développé au CESR (désormais IRAP, Toulouse, France) pour la mission INTEGRAL de l'ESA. Au-dessus de 150 keV, SPI réunit une résolution spectrale et une sensibilité sans précédent et constitue donc un outil idéal pour l'étude de l'émission haute énergie des objets compacts. Le manuscrit présente les résultats d'une étude spectrale et temporelle de trois systèmes particuliers. Le premier est l'énigmatique microquasar GRS 1915+105, caractérisé par une forte variabilité en rayons X et une luminosité colossale. Sur une échelle de temps de l'ordre du jour, l'indice de photon dans la bande 20 - 200 keV varie entre 2.7 et 3.5 ; à plus haute énergie (>150 keV), les mesures de SPI montrent la présence systématique d'une composante additionnelle qui s'étend sans coupure jusqu'à ~500 keV. Le deuxième système abordé est GX 339-4, une source dont le comportement spectral est représentatif des systèmes à trou noir. Les mesures de SPI ont révélé que le spectre de son état dur lumineux présente une composante énergétique (>150 keV) qui varie sur une échelle de temps de quelques heures. Pour expliquer ce phénomène, je propose une interprétation alternative de l'état dur grâce à un nouveau modèle qui inclut les effets du champ magnétique de manière auto-cohérente. Enfin, cette thèse comprend l'étude de la source GS 1826-24, un système à étoile à neutrons. Le flot d'accrétion étant extraordinairement stable, plus de 8 Msec de données ont pu être intégrées ce qui a permis de détecter la source jusqu'à plus de 500 keV. Une fois de plus, les mesures ont mis en évidence une composante haute énergie dans le spectre moyen ; cette caractéristique n'est donc pas exclusivement associée aux systèmes à trou noir. Après comparaison des résultats obtenus pour les trois sources, je discute les possibles origines physiques de l'émission haute énergie des systèmes accrétants, concluant que toutes les formes spectrales observées peuvent être expliquées par une couronne magnétique alimentée par des processus d'accélération non-thermiques.

Thèse doctorat : Lasers, molécules et rayonnement atmosphérique : Lille 1 : 2003. / 2 articles en anglais reproduits en annnexe. N° d'ordre (Lille 1) : 3389. Bibliogr. p. 201-215.

Thèse doctorat : Lasers, molécules et rayonnement atmosphérique : Lille 1 : 2003. / N° d'ordre (Lille 1) : 3389. Les 2 articles en anglais en annnexe ont été retirés. Bibliogr. p. 201-215.