D’immenses progrès ont été réalisés ces dernières années dans le champ de production de condensats de Bose-Einstein moléculaires pour l’obtention et le piégeage de molécules ultrafroides ioniques et neutres. Ces échantillons de molécules ultrafroides trouvent des applications dans des domaines très variés tels que les mesures pectroscopiques de haute précision ou bien encore le stockage de l’information quantique. La volonté d’optimiser les procédés de refroidissement et des techniques de piégeage a stimulé un grand nombre d’études théoriques. La plupart de ces études sont dédiées au refroidissement des molécules en collision avec un gaz tampon (3 He). La surface d’énergie potentielle de l’état fondamental du complexe de van der Waals He–MnH(X7Σ+) est présentée, suivie du calcul des états liés correspondant au complexe ainsi que l’étude de la relaxation Zeeman associée au système en fonction du champ magnétique appliqué. Dans le domaine de l’astrochimie, l’étude de la désexcitation rotationnelle de CH+ en collision avec l’hélium est également présentée. / Tremendous progress in experimental production and trapping of ultracold neutral and ionic molecules has been achieved over the past few years which even allowed the production of molecular Bose–Einstein condensates. These ultracold molecules samples have potential applications in many different fields, such as precision spectroscopic measurements or quantum information storage and processing. The optimization of the cooling processes and the trapping techniques also stimulated a great number of theoretical studies. Many of them are dedicated to inelastic scattering of molecules in collisions with 3He atoms (buffer gas cooling method). The potential energy surface of the ground state of the He–MnH(X7Σ+) van der Waals complex is presented, followed by the calculations of the bound states of this system and the Zeeman relaxation in function of the magnetic field. In the field of astrochemistry, a quantum mechanical investigation of rotational energy transfer in cold collisions of CH+ with 4He atoms is presented.

Le travail que je présente dans cette thèse est un travail principalement expérimental effectué au sein du laboratoire LAMAp de l'Université de Cergy-Pontoise, à l'aide du dispositif expérimental appelé FORMOLISM. Les principaux composants de ce dispositif sont: l'ultravide (10-10 mbar), l'ultra-froid (~5 K), des jets atomiques, la spectrométrie de masse TPD (Thermally Programmed Desorption) et la spectroscopie laser dans l'UV mettant en oeuvre des longueurs d'onde autour de ~200 nm. Grâce à la technique REMPI-TOF (Resonantly Enhanced Multi-Photon Ionization – Time Of Flight), nous avons étudié d'une part, la conversion de spin nucléaire de la molécule d'hydrogène H2 sur une surface de glace d'eau amorphe poreuse et d'autre part les processus de formation de cette molécule, qui est la plus abondante dans le milieu interstellaire, sur des surfaces simulant des grains de poussière interstellaire. Les résultats de cette étude présentent un intérêt capital en astrophysique. En effet cette formation ne peut se produire en phase gaz mais peut être expliquée par la rencontre de deux atomes d'hydrogène sur un grain de poussière du milieu interstellaire qui joue le rôle de catalyseur. Différents processus sont impliqués dans la formation de H2 qu'il s'agit d'identifier. Dans ce but, je présente des résultats entièrement nouveaux sur la formation de H2 moléculaire sur une surface de silicate amorphe. Je montre que la molécule peut se former dans un état rovibrationnellement excité de son niveau fondamental jusqu'à une température d'environ 70K et qu'elle est relâchée dans la phase gaz immédiatement après sa formation. Ces résultats démontrent la compétition entre deux mécanismes de formation à très basses température (<18 K) tandis qu'un autre mécanisme prend le relais jusqu'à 70K. / The work that I present in this thesis is primarily an experimental work carried out in the LAMAp laboratory at the University of Cergy-Pontoise, using the experimental device called FORMOLISM. The main components of this device are: ultra-high vacuum (10-10 mbar), ultra-low temperature (~5 K), atomic jets, TPD mass spectrometry (Thermally Programmed Desorption) and laser spectroscopy using ultraviolet wavelengths around ~200 nm. Thanks to the REMPI-TOF (Resonantly Enhanced Multi-Photon Ionization – Time Of Flight) technique, we have studied i) the nuclear spin conversion of the hydrogen molecule H2 on a porous amorphous water ice surface and ii) the processes of formation of this molecule, which is the most abundant in the interstellar medium, on surfaces simulating interstellar dust grains. The results of this study are of capital interest in astrophysics. Actually, this formation cannot occur in the gas phase but can only be explained by the encounter of two hydrogen atoms on a dust grain in the interstellar medium, the latter playing the role of a catalyst. Different processes are involved in the formation of H2 which require to be identified. With this aim, I present entirely new results on molecular H2 formation on an amorphous silicate surface. I show that the molecule can form in a rovibrationnally excited state of its ground state up to a temperature of about 70 K and that the molecule is released into the gas phase immediately after its formation. These results demonstrate the competition between two mechanisms of formation at very low temperature (<18 K) while another mechanism takes over up to 70 K.

Les étoiles de type solaire se forment par l'effondrement d'un nuage moléculaire, durant lequel la matière s'organise autour de l'étoile en formation sous la forme d'un disque, appelé disque protoplanétaire. Dans ce disque se forment les planètes, comètes et autres objets du système stellaire. La nature de ces objets peut donc avoir un lien avec l'histoire de la matière du disque.J'ai étudié l'évolution chimique et physique de cette matière, du nuage au disque, à l'aide du code de chimie gaz-grain Nautilus.Une étude de sensibilité à divers paramètres du modèle (comme les abondances élémentaires et les paramètres de chimie de surface) a été réalisée. Notamment, la mise à jour des constantes de vitesse et des rapports de branchement des réactions de notre réseau chimique s'est avérée influente sur de nombreux points, comme les abondances de certaines espèces chimiques, et la sensibilité du modèle à ses autres paramètres.Plusieurs modèles physiques d'effondrement ont également été considérés. L'approche la plus complexe et la plus consistante a été d'interfacer notre code de chimie avec le code radiatif magnétohydrodynamique de formation stellaire RAMSES, pour modéliser en trois dimensions l'évolution physique et chimique de la formation d'un jeune disque. Notre étude a démontré que le disque garde une trace de l'histoire passée de la matière, et sa composition chimique est donc sensible aux conditions initiales. / Low mass stars, like our Sun, are born from the collapse of a molecular cloud. The matter falls in the center of the cloud, creating a protoplanetary disk surrounding a protostar. Planets and other solar system bodies will be formed in the disk.The chemical composition of the interstellar matter and its evolution during the formation of the disk are important to better understand the formation process of these objects.I studied the chemical and physical evolution of this matter, from the cloud to the disk, using the chemical gas-grain code Nautilus.A sensitivity study to some parameters of the code (such as elemental abundances and parameters of grain surface chemistry) has been done. More particularly, the updates of rate coefficients and branching ratios of the reactions of our chemical network showed their importance, such as on the abundances of some chemical species, and on the code sensitivity to others parameters.Several physical models of collapsing dense core have also been considered. The more complex and solid approach has been to interface our chemical code with the radiation-magneto-hydrodynamic model of stellar formation RAMSES, in order to model in three dimensions the physical and chemical evolution of a young disk formation. Our study showed that the disk keeps imprints of the past history of the matter, and so its chemical composition is sensitive to the initial conditions.

Dans le milieu interstellaire (MIS) les grains de poussière jouent un rôle très important pour la chimie au sein des nuages moléculaires offrant une surface froide sur laquelle les atomes et molécules de la phase gazeuse vont s'accréter, formant un manteau de glace. Les nuages moléculaires sont caractérisés par des basses températures (10-50 K) et sont le lieu de formation des étoiles. Après effondrement gravitationnel du nuage suite à une trop forte densité en son sein, celui-ci devient le lieu de formation d'une nouvelle étoile. L'enveloppe autour de l'étoile évolue en disque dans lequel pourra se former des planètes, astéroïdes, comètes et autres objets d'un système planétaire. Durant cette formation stellaire, les glaces interstellaires (et les molécules qu'elles contiennent) sont alors soumises à plusieurs processus énergétiques (cycle de réchauffement, irradiations par des photons UV ou des particules chargées) qui vont affecter leurs compositions chimiques et finalement augmenter la complexité moléculaire avant leur incorporation dans les différentes objets du futur système planétaire. En laboratoire, afin de mieux comprendre l'évolution des molécules, composantes des glaces, nous avons développé une nouvelle approche qui consiste à réaliser des analogues "spécifiques" auxquels un seul processus énergétique à la fois est appliqué. Nous avons alors montré l'importance de l'effet thermique longtemps négligé pour la formation de molécules organiques complexes, montrant plusieurs implications astrophysiques et exobiologiques. Nos études permettent une meilleure compréhension des processus chimiques qui ont lieu dans la phase solide du MIS. / Dust grains in the interstellar medium (ISM) play an important role in dense molecular clouds chemistry in providing a surface (catalyst) upon which atoms and molecules can freeze out, forming icy mantles. Dense molecular clouds are characterized by low temperature (10-50 K) and represent the birth sites of stars. After a gravitational breakdown, a part of the dense molecular cloud collapses toward the formation of star and subsequently a protoplanetary disk from which planets, asteroids and comets will appear. During this evolution, interstellar organic material inside ices undergoes different range of chemical alterations (thermal cycling process, ultraviolet photons, cosmic rays irradiation) hence increasing the molecular complexity before their incorporation inside precometary ices. In laboratory, in order to better understand the evolution of molecules in interstellar ices, we developed a new approach by making "specifics" interstellar ices analogues submitted to one energetic process at time. Consequently we showed the importance of thermal reactivity (neglected effect for long time) for the formation of complexes organics molecules (HMT, trimers, aminoalcools) which are more refractory compounds than water. Our works have many implications in astrophysics since we gave crucial informations on the chemical processes that are happening in solid phase chemistry of the ISM, and on the formation of news molecules which could be incorporated in parent's body of meteorites/comets. We also show some Exobiological implications particularly for the formations of amino acids in the ISM.

Polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) are the most abundant large organic molecules in space. They are thought to be the main contributor to the unidentified infrared (UIR) emission bands from the interstellar medium (ISM) for several reasons: UIR intensities correspond to carbon abundance, indicating the presence of a carbon-based molecule; UIRs are found in extremely harsh environments which means the source must be a stable molecule. The most important evidence is if the bands in mid-infrared (MIR) or 'fingerprint' region match those of PAHs. Through the infrared spectroscopy of matrix-isolated polycyclic aromatic hydrocarbons a compound's unique neutral and ionized vibrational modes can be identified. In this work, the PAH anthracoronene (AntCor, C36H18) is suspended in a matrix of water-ice, irradiated with ultraviolet (UV) light, and then analyzed using Fourier Transform Infrared (FTIR) spectroscopy. AntCor has not been studied in water ice before, and therefore the vibrational transition data collected (i.e. band positions and intensities) has been compared to coronene and anthracene, the parent molecules, and with theoretical predictions made using density functional theory. The data from this work will be incorporated into the NASA Ames PAH IR Database, where it will be applied to astronomical observations of the unidentified infrared emissions of the ISM, as well as observations of infrared absorption features in dense molecular clouds.

It is some observational evidence that dense cores are the birthplace of low-mass stars. These regions, apparently quiescent, are capable of surviving several free-fall times and, potentially, collapse and form stars. Despite its importance, little is known about the very first evolutionary stages of these objects. The observational challenge that studying these diffuse and extended objects represent is preventing us to reveal their properties. It is easier, from an observational point of view, to study brighter sources as the more evolved Class-0 objects. It is possible then, through theoretical models, to trace the history back of these objects and find the initial conditions that, ideally, are those of the dense cores on which they formed. On the other hand, from the theoretical point of view, many studies have considered for decades the effect of the magnetic field in models. However, the lacks of instrumentation and observational techniques have prevented us from testing the predictions. Fortunately, several telescopes have developed polarimetric system during the last years allowing us to study for the first time the magnetic fields in a reliable manner. The complex interplay in dense cores among gravity, thermal pressure, turbulence, rotation, and magnetic field, in not well characterized due to all the previously described issues and, as a consequence, not well understood theoretically. The aim is, then, to improve our understanding on how the low-mass starless dense cores form, survive, and evolve. We faced this aim in a twofold approach. Firstly, we characterized observationally the physical, chemical, and magnetic properties of magnetized dense cores in their most initial stages, in order to understand the real initial conditions of the star-formation process. Secondly, we have compared interferometric observations of a Class-0 source to theoretical models of magnetized cloud collapse to derive the bettersuited initial conditions to form it, and the most relevant physical processes involved. To study the very young dense cores, we selected the Pipe nebula. This cloud presents very low star-formation efficiency (~0.06 %) and it is permeated by a uniform magnetic field. The nebula harbours more than a hundred very young dense cores mostly quiescent. We have mapped dense cores with densities below 10(5) cm(-3), lower than the typical values reported in literature. These cores present structures compatible with Bonnor-Ebert spheres, which suggests that they can be in a state close to hydrostatic equilibrium with the environment. Moreover, we discovered a very rich and varied chemistry, unexpected taking into account previous works in similar sources. Even in such young and diffuse objects, it is possible to distinguish differentiated chemical properties that allow us to propose an observational characterization and to suggest a possible evolutionary sequence. Some of the cores present chemical properties compatible with ages of 1 million years, but the lack of signposts of collapse suggests that active supporting non-thermal sources are acting. The lack of spherical symmetry also implies that some anisotropic force is present. The reported sub-Alfvénic turbulence points to magnetic field as this agent, which would cause the flattened shapes. NGC 1333 IRAS 4A is the ideal source to test magnetized low-mass cloud collapse models as it is a young Class-0 source with a collapsing envelope of gas and dust and a detected magnetic field with a clear hour-glass shape. We have confirmed that its properties can be satisfactorily explained with the standard model of star formation. The ideal-MHD models lead to better results, and the use of a temperature profile improves the agreement with the observational data. The initial conditions of the models, with sizes of ~0.1 pc and centrally peaked densities, agree with the results found toward the Pipe nebula dense cores. The intensity of the magnetic fields used in the models can be scaled to the values obtained for the diffuse gas with a power-law such as B-alpha-ro (1/2) typical of magnetized clouds evolving through ambipolar diffusion. From a technical point of view, the method used can establish the starting point in the way the ALMA data will be analyzed. The high quality of the data will make possible this kind of analysis, and foresees a huge improvement in our understandings of the star-formation process. / És una evidència observacional que els nuclis densos són llocs de naixement d’estrelles de baixa massa. Aquestes regions aparentment inactives són capaces de sobreviure diverses vegades l’escala temporal de caiguda lliure i, potencialment, col•lapsar per formar estrelles. Malgrat la seva importància se’n coneixen pocs detalls dels primers estadis evolutius d’aquests objectes. El desafiament observacional que representa estudiar objectes tan difusos i estesos ens dificulta revelar-ne les respostes. Resulta molt més senzill, des d’un punt de vista observacional, estudiar fonts més brillants com les més evolucionades Classe-0, de les quals se’n pot revertir la història en base a models teòrics i trobar-ne les condicions inicials que són, idealment, aquelles dels nuclis densos on s’han format. Per altra banda, des d’un punt de vista teòric, molts estudis han considerat l’efecte del camp magnètic en els seus models durant dècades. No obstant això, la mancança d’instrumentació i tècniques observacionals impedien contrastar-ne les prediccions. Per fortuna, diversos telescopis han desenvolupat sistemes polarimètrics durant els darrers anys permetent estudiar per primera vegada i de forma fiable el camp magnètic. Per tot això, la complexa interacció als nuclis densos entre gravitació, pressió tèrmica, turbulència, rotació i camp magnètic no està ben caracteritzada observacionalment i, com a conseqüència, tampoc ben entesa teòricament. L’objectiu és, aleshores, aprofundir en la comprensió de com es formen, sobreviuen i evolucionen els nuclis densos de baixa massa. Aquest objectiu l’hem enfrontat seguint dues vessants. En primer lloc, hem caracteritzat observacionalment les propietats físiques, químiques i magnètiques dels nuclis densos magnetitzats als seus estadis més primigenis, a fi d’entendre les vertaderes condicions inicials del procés de formació estel•lar. En segon lloc, hem comparat les observacions interferomètriques d’una font Classe-0 amb models teòrics de col•lapse de núvols magnetitzats, per derivar-ne les condicions inicials més adients per formar-la i els processos físics que n’han dominat l’evolució. Per a l’estudi dels nuclis densos primigenis hem seleccionat la nebulosa de la Pipa, que presenta una eficiència de formació estel•lar molt baixa (~0.06 %) i està penetrada per un camp magnètic uniforme. La nebulosa alberga més d’un centenar de nuclis densos molt joves majoritàriament inactius. Hem mapat nuclis densos amb densitat per sota de 10(5) cm(-3), molt per sota dels valors reportats a la literatura. Aquests nuclis presenten una estructura compatible amb esferes de Bonnor-Ebert, el que suggereix que es poden trobar en situació d’equilibri hidrostàtic amb el seu entorn. A més, hem descobert una química molt rica i variada, inesperada tenint en compte els treballs previs en fonts d’aquest tipus. Inclús en objectes tan joves i difusos, és possible distingir característiques químiques pròpies que permeten definir grups i establir una possible seqüència química evolutiva. Alguns dels objectes mostren propietats químiques típiques d’edats de 1 milió d’anys, però la mancança d’indicis de col•lapse gravitatori suggereix que hi ha actives fonts de suport no tèrmiques. La falta de simetria esfèrica també implica que alguna força anisotròpica està actuant. La turbulència sub-Alfvénica apunta a que el camp magnètic pot ser aquest agent, el que causaria les formes aplanades. NGC 1333 IRAS 4A és la font ideal per a testejar els model de col•lapse magnetitzat a baixa massa perquè es una Classe-0 jove amb un embolcall de gas i pols en fase de col•lapse on es detecta un camp magnètic amb clara morfologia de rellotge d’arena. Hem confirmat que les seves propietats poden ser explicades satisfactòriament amb el model estàndard de formació estel•lar. Els models de magnetohidrodinàmica idealitzada condueixen a millors resultats, i l’ús de un perfil de temperatura millora l’acord amb les dades. Les condicions inicials dels models, amb mides de ~0.1 pc i densitats creixents cap al centre, concorden amb els resultats als nuclis densos de la nebulosa de la Pipa. La intensitat del camp magnètic inicial usat pels models poden ser escalats als valors obtinguts per al gas difús de la Pipa amb una llei del tipus B-alfa-ro(1/2) típica de núvols magnetitzats. Des d’un punt de vista més tècnic, el mètode que hem emprat pot establir un punt de referència en la manera en que les futures dades d’ALMA seran analitzades. La alta qualitat de les dades farà possible aquest tipus d’anàlisis, i fa preveure una gran millora en l’enteniment del procés de formació estel•lar.

Using ion-trapping techniques, selected laboratory experiments on ion-molecule reactions of astrophysical interest have been performed. For the first time a carbon beam source has been integrated into an ion trapping machine for studying collisions between ions and neutral carbon atoms and molecules. Results are presented for the interaction of D3+ ions stored in a ring-electrode trap (RET), with a beam of hot neutral carbon molecules, Cn (n = 1, 2, 3). The measured reaction rate coefficients are up to a factor two smaller than values presently used in astrophysical models. In order to complete our knowledge about the ion chemistry involving three carbon atoms, detailed investigations of reactions of C3+, C3H+ and C3H3+ with H2 and HD have been performed between 15 K and room temperature. These studies have been performed in a second apparatus, a variable-temperature 22-pole trap machine (VT-22PT). Results include reactive collisions, deuteration and radiative association. It is discussed in connection with the increase in lifetime of the C3+ + H2 collision complexes with falling temperature, what could be responsible for producing more C3H+ at 15 K. Tunneling is excluded. In C3+ + HD collisions an isotope effect has been detected, the C3D+ product ions being slightly more abundant than C3H+. Comparison of the reaction of C3H+ primary ions with HD and H2 gas revealed that the deuterated molecules are significantly more reactive. The process of radiative association of C3H+ and for the first time of C3+ with hydrogen molecules has been observed. An analysis of the data shows that radiative association becomes slower, if the neutral reactant is deuterated. Finally, the theoretical prediction from ab initio calculations that C3H3+ does not exchange an H for a D in collisions with HD, has been proven in an ion trap experiment. Careful analysis of all competing processes allows the conclusion that the rate coefficient is smaller than 4x10-16 cm3s-1 at 15 K. / Unter Verwendung von zwei Speicherapparaturen wurden ausgewählte, astrophysikalische wichtige Ionen-Molekülreaktionen untersucht. Durch die Kombination einer Kohlenstoffquelle mit einem Ionenspeicher, in dem so Reaktionen zwischen Ionen und Kohlenstoffmolekülen oder -atomen untersucht werden können, wurde Neuland betreten. Es werden Ergebnisse vorgestellt für die Reaktion von D3+ Ionen, die in einem Ringelektrodenspeicher gefangen sind, mit einem Strahl von heißen Cn (n = 1, 2, 3). Die gemessenen Ratenkoeffizienten sind nur halb so groß wie die Werte, die in astrophysikalischen Modellen verwendet werden. Um die Kenntnis über alle möglichen Reaktionen, bei denen drei C-Atome beteiligt sind, abzurunden, wurden zwischen 15 K und Zimmertemperatur die Reaktionen zwischen C3+, C3H+ und C3H3+ Ionen mit H2 und HD in vielen Details untersucht. Diese Experimente wurden in einer zweiten Apparatur durchgeführt, in der ein temperaturvariabler 22-Polspeicher das zentrale Element ist (VT-22PT). Berichtet werden Ergebnisse zu reaktiven Stößen, zur Deuterierung von Kohlenwasserstoffen und zur Strahlungsassoziation. In der Diskussion bleibt offen, was - in Verbindung mit der von 300 K zu 15 K zunehmenden Lebensdauer - der Grund dafür sein kann, daß die Bildung des exothermen Produkts C3H+ anwächst. Der Tunneleffekt scheidet aus. Bei der Reaktion C3+ + HD wurde ein Isotopeneffekt beobachtet, das C3D+ Produkt wird etwas häufiger gebildet als C3H+. Ein Vergleich der Reaktion zwischen C3H+ Ionen mit HD bzw. H2 zeigt, daß das deuterierte Molekül wesentlich reaktiver ist. Es wurden Ratenkoeffizienten für die Strahlungsassoziation von H2 Molekülen mit C3H+ und erstmals mit C3+ Ionen gemessen. Die Auswertung der Daten zeigt, dass der Prozeß langsamer abläuft, wenn der neutrale Stoßpartner deuteriert ist. Schließlich wurde experimentell die theoretische Vorhersage überprüft, dass C3H3+ keinen H-D Austausch mit HD eingeht. Eine sorgfältige Analyse aller konkurrierenden Prozesse ergab, dass bei 15 K der Raten koeffizient kleiner als 4x10-16 cm3s-1 ist.

L'existence de molécules interstellaires soulève une question, ces molécules sont-elles les mêmes molécules que nous voyons dans le système Solaire aujourd'hui ? C'est une question toujours ouverte qui implique des conséquences profondes. Il est possible d’éclaircir cette question en étant capables de retracer l'héritage d'un groupe de molécules chimiquement liées, ce que nous appelons un réservoir. Le meilleur outil pour retracer l'héritage des réservoirs sont les rapports isotopiques. L'élément qui montre les plus grandes variations du rapport isotopique dans le système Solaire est l'azote. Ces variations indiquent que le rapport isotopique de l'azote est sensible aux conditions physiques de la formation des étoiles.L'objectif principal de cette thèse est d'identifier les réservoirs d'azote à différents étapes de la formation des étoiles et des planètes. La première étape de cette entreprise était d'identifier le rapport isotopique de la masse principal d'azote du milieu interstellaire local aujourd'hui.Cela a été déterminé égale à 323 ± 30 à partir du rapport CN/C 15 N mesuré dans le disque protoplanétaire autour de TW Hya. Parallèlement à cela, nous avons également mesuré un rapport HCN/HC 15 N=128 ± 36 dans le disque protoplanétaire autour de MWC 480. Ces rapports isotopiques très distinctes mesurées sur les disques protoplanétaires sont une indication claire de la présence d'au moins deux réservoirs d'azote dans les disques protoplanétaires. La façon dont ces réservoirs se séparent est cependant inconnue. Cela pourrait peut-être se produire en raison de réactions de fractionnement chimique ayant lieu dans les cœurs prestellaires. Nous avions donc comme objectif d'obtenir une mesure précise et directe du rapport isotopique de l'azote des molécules d'HCN dans le cœur prestellaire L1498.Pour obtenir cette mesure, l'obstacle le plus important à surmonter était due aux anomalies hyperfines des molécules d'HCN. Ces anomalies hyperfines sont induites par le chevauchement des composants hyperfins. Ceci sont particulièrement sensibles à la densité de colonne d'HCN, mais aussi au champ de vitesses et aux largeurs de raies. Ainsi les anomalies hyperfines sont un outil de mesure de l'abondance d'HCN permettant aussi de sonder la cinématique des cœurs prestellaires.Pour reproduire avec précision les anomalies hyperfines, et ainsi mesurer des densités de colonne précises d'HCN, nous avions besoin d'explorer un espace de paramètres dégénéré de 15 dimensions. Pour minimiser les dégénérescences nous avons obtenu un profil de densité basé sur des cartes du continuum de L1498. Ceci permettant de réduire à 12 dimensions l'espace des paramètres. L'exploration de cet espace de paramètre a été fait grâce à l'utilisation d'un méthode de minimisation MCMC. Grâce à cette exploration, nous avons obtenu HCN/HC 15 N = 338 ± 28 et HCN/H 13 CN = 45 ± 3. Les incertitudes sur ces valeurs sont limités par les erreurs de calibration et sont dé-terminés de manière non arbitraire par le méthode MCMC. Les implications de ces résultats sont discutées dans le chapitre de conclusion,où nous présentons également quelques perspectives sur l'avenir. / The existence of interstellar molecules raises the question, are thesemolecules the same molecules we see on the Solar system today? Thisis still an open question with far reaching consequences. Some lightmay be shed on this issue if we are able to trace the heritage of agroup of chemically linked molecules, a so-called reservoir. The besttool to trace the heritage of reservoirs are isotopic ratios. The elementthat shows the largest isotopic ratio variations in the Solar system isnitrogen. For this is an indication that the isotopic ratio of nitrogen issensitive to the physical conditions during star formation.The main objective of this thesis is to identify the reservoirs of ni-trogen at different stages of star and planet formation. The first stepin this endeavour was to identify the isotopic ratio of the bulk of ni-trogen in the local ISM today. This was determined to be 323 ± 30from the CN/C 15 N ratio in the protoplanetary disk around TW Hya.Along with it we also measured the HCN/HC 15 N= 128 ± 36 in theprotoplanetary disk around MWC 480. This very distinct nitrogen iso-topic ratios on protoplanetary disks are a clear indication that thereare at least two reservoirs of nitrogen in protoplanetary disks. Howthese reservoirs get separated is however unknown. This could pos-sibly happen due to chemical fractionation reactions taking place inprestellar cores. We therefore aimed to obtain an accurate direct mea-surement of the nitrogen isotopic ratio of HCN in the prestellar coreL1498.To obtain this measurement the most important hurdle to overcomewere the hyperfine anomalies of HCN. These hyperfine anomaliesarise due to the overlap of hyperfine components. They are especiallysensitive to the column density of HCN, but also to the velocity fieldand line widths. Thus hyperfine anomalies are a tool to measure theabundance of HCN and to probe the kinematics of prestellar cores.To accurately reproduce the hyperfine anomalies, and thus mea-sure accurate column densities for HCN, we needed to explore adegenerate parameter space of 15 dimensions. To minimise the de-generacies we have derived a density profile based on continuummaps of L1498. This reduced the parameter space to 12 dimensions.The exploration of this parameter space was done through the useof a MCMC minimisation method. Through this exploration we ob-tained HCN/HC 15 N = 338 ± 28 and HCN/H 13 CN = 45 ± 3. Theuncertainties on these values are calibration limited and determinednon-arbitrarily by the MCMC method. Implications of these resultsare discussed in the concluding chapter, where we also present somefuture perspectives.

L'ère des observations interférométriques mène à la nécessité d'une description plus précise de la structure physique et de la dynamique des régions de formation d'étoiles, des coeurs pré-stellaires et des disques proto-planétaires. L'émission moléculaire et du continuum de la poussière peuvent être décrites par de multiples composantes physiques. Pour comparer avec les observations, un modèle de transfert radiatif précis et complexe de ces régions est nécessaire. J'ai développé au cours de cette thèse une application autonome appelée GASS (Generator of Astrophysical Sources Structures, Quénard et al., soumis) à cette fin. Grâce à son interface, GASS permet de créer, de manipuler et de mélanger différents composants physiques tels que des sources sphériques, des disques et des outflows. Dans cette thèse, j'ai utilisé GASS pour travailler sur différents cas astrophysiques et, entre autres, j'ai étudié en détail l'eau et l'émission de l'eau deutérée dans le coeur pré-stellaire L1544 (Quénard et al., 2016) ainsi que l'émission des ions dans la proto-étoile de faible masse IRAS16293-2422 (Quénard et al., soumis). / The era of interferometric observations leads to the need of a more and more precise description of physical structure and dynamics of star-forming regions, from pre-stellar cores to proto-planetary disks. The molecular and dust continuum emission can be described with multiple physical components. To compare with the observations, a precise and complex radiative transfer modelling of these regions is required. I have developed during this thesis a standalone application called GASS (Generator of Astrophysical Sources Structures, Quénard et al., submitted) for this purpose. Thanks to its interface, GASS allows to create, manipulate, and mix several different physical components such as spherical sources, disks, and outflows. In this thesis, I used GASS to work on different astrophysical cases and, among them, I studied in details the water and deuterated water emission in the pre-stellar core L1544 (Quénard et al., 2016) and the emission of ions in the low-mass proto-star IRAS16293-2422 (Quénard et al., submitted).

Les grains de poussière se trouvant dans les nuages moléculaires denses jouent un grand rôle dans la formation de molécules organiques complexes. Ces grains sont recouverts d'un manteau glacé contenant des molécules primitives. Au cours de l'évolution des nuages moléculaires vers des systèmes planétaires, les grains sont soumis à des processus énergétiques transformant la matière organique présente dans les glaces. Les grains finissent par être intégrés dans les petits corps du système solaire tels que les comètes et les astéroïdes. Cette thèse cherche à simuler en laboratoire l'évolution chimique de ces glaces. Des analogues de ces glaces sont formés sur un substrat à basse température, et sont irradiés avec des photons UV et/ou réchauffés afin de simuler les processus astrophysiques. On forme ainsi un résidu organique que l'on caractérise grâce à la spectroscopie infrarouge à transformée de Fourier (IRTF) et la spectrométrie de masse à très haute résolution (VHRMS) par Orbitrap.Nous avons d'abord effectué des études mécanistiques centrées autour de la formation d'aminoalcools et d'hydroxynitriles lors du réchauffement de glaces contenant de l'acétaldéhyde (CH$_3$CHO) ou de l'acétone ((CH$_3$)$_2$CO) avec NH$_3$, HCN et H$_2$O. Nous avons ensuite étudié la composition globale de résidus issus de l'irradiation et du réchauffement de glaces contenant H$_2$O, CH$_3$OH, et NH$_3$. Nous présentons une nouvelle approche pour interpréter les données Orbitrap de ces résidus. Les similarités trouvées avec des analyses de matière organique météoritique issues de la littérature laissent à penser qu'une partie de son évolution pourrait être semblable à celle de nos résidus. / Dust grains located in dense molecular clouds play a major role in the formation of complex organic molecules. These grains are covered by icy mantles containing primitive molecules. Dense molecular clouds can collapse and lead to the formation of planetary systems such as our own. During this evolution, the grains are exposed to energetic processes which transform the organic matter inside the ices. The grains are ultimately incorporated into small solar system bodies such as comets and asteroids, which can then contribute to the exogenous delivery of organic matter on Earth. In this context, this thesis focuses on simulating the chemical evolution of ices. To that end, ice analogues are formed by condensing a relevant gas mixture on a cold substrate. These interstellar ice analogues are irradiated with UV photons and/or heated in order to simulate astrophysical processes. An organic residue is formed which we characterized with Fourier transform infrared spectroscopy (FTIR) and very high resolution mass spectrometry (VHRMS) by Orbitrap.First, we performed mechanistic studies focused on the formation of aminoalcohols and hydroxynitriles from the warming of ices containing acetaldehyde (CH$_3$CHO) or acetone ((CH$_3$)$_2$CO) with NH$_3$, HCN and H$_2$O. Secondly, we studied the global composition of residues made from irradiation and warming of ices containing H$_2$O, CH$_3$OH, and NH$_3$. We present a new approach to interpret Orbitrap data of the residues. Similarities observed with meteoritic organic matter analyses found in the literature could mean that some of the evolution that led to meteoritic organic matter is shared with the evolution of our residues.