La poussière interstellaire peut être considérée comme le précurseur des minéraux qui ont peuplé les disques protoplanétaires. En effet, les étoiles commencent leur histoire par l’effondrement d’un nuage interstellaire composé de gaz et de silicates amorphes riches en magnésium. Dans les premiers temps de la formation stellaire, celui-ci est réarrangé sous forme d’un disque en orbite autour l’étoile et dans lequel la poussière subit d’intenses transformations. Une conséquence majeure est l’apparition d’une transition amorphe-cristal de la poussière. Le disque est alors caractérisé par une zonation minéralogique constituée par une variation d’abondance de deux phases majeures, la forstérite et l’enstatite. Deux mécanismes peuvent rendre compte de leur formation à partir des silicates amorphes qui alimentent le disque : l’évaporation-condensation et la cristallisation solide-solide. Les présents travaux étudient ce dernier mécanisme comme alternatif au premier pour donner des éléments d’interprétation à la zonation minéralogique observée. Dans un premier temps, une méthode de synthèse sol-gel est mise au point afin de produire des silicates amorphes magnésiens et magnéso-calciques analogues aux silicates interstellaires. Dans un second temps, leur cristallisation est étudiée par diffraction des rayons X et microscopie électronique à transmission. Cette cristallisation se fait de manière séquencée et est marquée par une forte germination, conférant une petite taille de grain aux silicates. Les phases les plus riches en alcalino-terreux se forment les premières. Ce comportement se révèle un mécanisme pertinent pour expliquer la zonation minéralogique des disques et certains minéraux contenus dans les objets tels que les poussières interplanétaires, les comètes et les météorites. / In the framework of mineral evolution, interstellar dust could be claimed as the oldest ancestor of all minerals which spread on Earth and, further, in all comic objects traveling through the solar system, like comets, meteorites and interplanetary dust particles. History of stars begin with the collapse of an interstellar cloud made of gas and dust. Dust is mainly composed of Mg-rich amorphous silicates. In first stages of star formation, the diffuse mixture of gas and dust is dragged out by stellar winds and radiations to form a accretion disk in orbital motion around the new burning body. Then, processing of dust occurs. One consequence is an impressive amorphous-crystal transition known as the ‘crystalline revolution’. A mineral zoning appears along the disk with the formation of two major Mg-rich crystalline silicates, forsterite and enstatite. Two mechanisms can account for the formation of these two phases from the in-falling amorphous dust : evaporation-condensation and solid crystallization. The present work focuses on the solid state crystallization process in order to give support for the interpretation of the mineralogical zoning. First, a sol-gel synthesis is worked out to produce amorphous and porous magnesium and calcium rich silicates as analogs of interstellar dust. Second, their crystallization behavior is studied by x-ray diffraction and by transmission electron microscopy. Main results are an enhanced nucleation and a sequenced crystallization with systematic Mg- or Ca- enriched crystalline phases formed at first. Using a material science frame, the results are discussed in the context of the mineralogical zoning in disks and the occurrence of crystalline silicates in extraterrestrial objects such as interplanetary dust particles, comets and meteorites.

Les réactions (p, gamma) et (p, alpha) jouent un rôle déterminant lors de la combustion thermonucléaire de l'hydrogène dans les étoiles. Au cours de phénomènes violents, comme l'explosion des noyaux, ces réactions peuvent impliquer des noyaux radioactifs dans le voie d'entrée. Dans le but de mieux comprendre et de pouvoir simuler ce type d'évènement, des données fiables concernant ces réactions sont indispensables. Or l'étude expérimentale des réactions impliquant des noyaux instables requiert souvent l'utilisation de faisceaux d'ions radioactifs. De tels faisceaux sont disponibles depuis une dizaine d'années à Louvain-la-Neuve. Leur application à la mesure de sections efficaces de réactions d'intérêt astrophysique a nécessité le développement de méthodes expérimentales adaptées. Ce travail présente les conséquences de l'utilisation d'un faisceau d'ions lourds sur une cible de noyaux légers, qui est la caractéristique définissant la cinématique inverse. Un programme de simulation a été développé dans un but de reproduire la forme des spectres de produits d'une réaction donnée en tenant compte des pertes d'énergie et du straggling des ions dans la cible. L'étude de la réaction 18F(p, alpha) aux énergies de collision comprises entre 270 et 730 keV est décrite en détail. Deux résonances sont observées dans cet intervalle et leurs énergies et forces respectives sont mesurées. L'analyse de la diffusion résonante 19F(p,p)18F permet de compléter et préciser la mesure des paramètres de la résonance supérieure, et notamment de déterminer son spin. Les implications de cette mesure pour l'astrophysique sont ensuite évoquées. Enfin, un projet de séparateur de recul destiné à l'étude des réactions (p, gamma) est brièvement présenté.

Les réactions (p, gamma) et (p, alpha) jouent un rôle déterminant lors de la combustion thermonucléaire de l'hydrogène dans les étoiles. Au cours de phénomènes violents, comme l'explosion des noyaux, ces réactions peuvent impliquer des noyaux radioactifs dans le voie d'entrée. Dans le but de mieux comprendre et de pouvoir simuler ce type d'évènement, des données fiables concernant ces réactions sont indispensables. Or l'étude expérimentale des réactions impliquant des noyaux instables requiert souvent l'utilisation de faisceaux d'ions radioactifs. De tels faisceaux sont disponibles depuis une dizaine d'années à Louvain-la-Neuve. Leur application à la mesure de sections efficaces de réactions d'intérêt astrophysique a nécessité le développement de méthodes expérimentales adaptées. Ce travail présente les conséquences de l'utilisation d'un faisceau d'ions lourds sur une cible de noyaux légers, qui est la caractéristique définissant la cinématique inverse. Un programme de simulation a été développé dans un but de reproduire la forme des spectres de produits d'une réaction donnée en tenant compte des pertes d'énergie et du straggling des ions dans la cible. L'étude de la réaction 18F(p, alpha) aux énergies de collision comprises entre 270 et 730 keV est décrite en détail. Deux résonances sont observées dans cet intervalle et leurs énergies et forces respectives sont mesurées. L'analyse de la diffusion résonante 19F(p,p)18F permet de compléter et préciser la mesure des paramètres de la résonance supérieure, et notamment de déterminer son spin. Les implications de cette mesure pour l'astrophysique sont ensuite évoquées. Enfin, un projet de séparateur de recul destiné à l'étude des réactions (p, gamma) est brièvement présenté.

Proefschrift--Rijksuniversiteit Groningen, 2000. / Résumé en néerlandais. Notes bibliogr.

Reproduction de : Thèse de doctorat : Astrophysique : Lyon 1 : 2005. / Titre provenant de l'écran titre. 70 réf. bibliogr.

Proefschrift--Rijksuniversiteit Groningen, 2000. / Résumé en néerlandais. Notes bibliogr.

Dissertation--Faculty of science--University of Oulu, 2002. / Notes bibliogr.

Reproduction de : Thèse de doctorat : Astrophysique : Cergy : 2007. / Titre provenant de l'écran titre. Bibliogr. p. 197-208.

Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

La formation stellaire a toujours été un des principal domaine de l'astronomie depuis sa naissance. Des processus physiques complexes à différentes échelles (depuis des échelles subparsec jusqu'à des centaines de parsecs) impactent la formation stellaire et font de son étude un sujet compliqué mais intéressant. Le concept basique du gaz interstellaire et de la poussière qui s'effondre une fois que la gravité dépasse la pression pour former des étoiles a été développé par Sir James Jeans en 1928 et par la suite confirmé observationnellement par de nombreux observateurs (e.g. Ambartsumian 1954). Durant les derniers siècles, le progrès de la compréhension de la physique fondamentale gouvernant la formation stellaire a été fait grâce à des observations et des simulations, en particulier avec l'avènement d'observations dans l'infrarouge et le millimétrique d'une part, et des gros supercalculateurs d'autre part. Un schéma unificateur de formation stellaire à vu le jour, statuant que les nuages moléculaires se forment depuis de larges structures de gaz atomique \hi qui se condensent, se fragmentent et forment du gaz moléculaire et de forte densité de poussière. Ils évoluent et forment des structures encore plus dense grâce à d'une part un effondrement gravitationnel et peut être aussi par le biais de flots convergents. En continuant de s'effondrer, ces structures vont former les corps denses qui fourniront la matière et les conditions initiales pour former une seule étoile ou un système multiple d'étoiles. Malheureusement, le détail de nombreux de ces processus n'est pas complètement compris. Aux échelles protostellaires, les questions restantes incluent le processus de la formation protoplanetaire, les mécanismes de mise en place des flots sortants, l'évolution chimique, pour n'en nommer que quelques unes. A des échelles beaucoup plus grandes, i.e. l'échelle des nuages moléculaires, nous ne comprenons pas encore comment les amas étoiles se forment, l'impact des nuages moléculaires sur la formation d'étoiles, la connection entre poussière, gaz et formation d'étoiles, par exemple. Au cours de cette thèse, j'ai pris pour objectif plusieurs problèmes : quel est le lien entre gaz, masse de poussière et taux de formation stellaire (stellar formation rate, ou SFR en anglais). Comment ce lien change entre des environnements galactiques et extragalactiques ? Est-ce que les nuages moléculaires et les étoiles se forment au travers du mécanisme dynamique de flots convergents ? Pour investiguer ces questions, j'ai étudié le contenu du gaz moléculaire et l'activité de formation stellaire de deux nuages moléculaires à différentes échelles spatiales : W43 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 100 pc et G035.39-00.33 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 10 pc , en utilisant différents traceurs de gaz et de poussière. Parmi eux, j'ai utilisé le \hi pour tracer le gaz atomique, CO pour tracer le gaz moléculaire, l'infrarouge lointain et le proche infrarouge pour tracer les activités de formation stellaires, et l'émission de lignes SiO pour tracer les chocs. Pour caractériser le complexe moléculaire de W43 nous avons utilisé un grand ensemble de données du continuum et des lignes moléculaires de traçage extrait de large survey galactique tels que ATLASGAL, GLIMPSE, VGPS et GRS (voir le chapitre 2 ou Nguyen Luong et al. 2011b). Le complexe W43 est remarquablement massif ($M_{total}$ $\sim$ 7.1 $\times 10^6 M_{\odot}$ sur une échelle spatiale de $\sim $140 pc) et a une très large distribution de vitesse de $\sim 22~km.s^{-1}$. Il est à une distance de $\sim$ 6 kpc du soleil, au point de rencontre entre le bras du centaure et de la barre galactique. Nous avons aussi trouvé que W43 a la plus grande concentration de "\textit{clumps}" massifs ($M_{clumps}$ $\sim$ 8.4 $\times 10^5 M_{\odot}$, 12\%), et contient quelques uns des plus denses corps du plan galactique (W43-MM1, W43-MM2 avec $n_{H_2}\sim 8 \times 10^4$ et $4\times 10^8 ~cm^{-3}$~respectivement). L'activité particulière de W43 suggère qu'il s'y passe une petite flambée d'étoiles ($SFR\sim 0.01~M_{\odot}~yr^{-1} $il y a 1 million d'années et $0.1 M_{\odot}yr^{-1}$ dans un futur proche). W43 est entourée par une enveloppe de gaz atomique de large diamètre ($\sim$290 pc), qui peut être la rémanente du gaz $H_I$ ayant formé le nuage moléculaire en premier lieu. Ces caractéristiques sont en accord avec l'appartenance de W43 à la région parfois appelée "anneau moléculaire" qui est connue pour être particulièrement riche en terme de nuages moléculaires et d'activités de formation stellaire. Voir Nguyen Luong et al. (2011b) pour détails. De plus, nous avons effectué, à travers l'ensemble du complexe W43, un nouveau survey avec le 30m de l'IRAM, pour observer les lignes moléculaires $^{13}CO~2-1$ et $C^{18}O~2-1$, les lignes moléculaires traçant le gaz dense telles que $HCO^+$, $N_2H^+$ à travers les sous-régions denses de W43 et un survey à 3~mm de largeur de bande de 8~GHz de W43-Main (voir le chapitre 4). Les résultats initiaux révèlent que les \textit{ridges} W43-MM1 et W43-MM2 subissent un effondrement global supersonic ($2 ~km.s^{-1}$), sur une échelle de quelques parsec. Cela a été mis à jour grâce à la comparaison et la modélisation des lignes d'émission des traceurs de l'optiquement épais tels que $H^{13}CO^+2-1, 1-0$. De l'émission étendue SiO 2-1 est aussi détectée à travers W43-Main, ce qui ne coïncide avec aucune signature de formation stellaire. Avec son lancement réussi, le satellite Herschel nous offre une nouvelle fenêtre d'observation pour l'étude des parties froides des nuages moléculaires, i.e. l'endroit où les étoiles se forment. Nous avons effectué un recensement des populations prestellaires/protostellaires et dérivé le taux de formation stellaire (SFR) pour le nuage W43. Un premier regard indique que W43 formera des étoiles avec efficacité dans le futur (voir section 5.3). Dans le chapitre 3, nous avons utilisé les données Herschel, Spitzer et ATLASGAL pour montrer que le filament IRDC G035.39-00.33 est froid (13-16~K) et dense ($n_{H_2}$ jusqu'à $9 \times 10^{22} cm^{-2}$), le qualifiant alors de "ridge". Ce ridge contient un total de 28 corps denses (FWHM$\sim$0.15 pc), parmi lesquels 13 corps denses massifs (MDCs) avec des masses allant de 20 à 50 $M_{\odot}$ et des densités entre $2-20\times10^5 cm^{-3}$. Les étoiles de masses moyennes jusqu'aux étoiles massives se forment potentiellement dans ces 13 MDCs. Étant donné leur concentration dans le filament IRDC G053.39-00.33, ils participent peut être à une petite flambée de l'activité de formation stellaire avec une SFE (efficience de formation stellaire) $\sim 15\%$, SFR$\sim 300 M_{\odot}~Myr^{-1}$, et $\sum_{SFR}\sim 40 ~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$(Nguyen Luong et al., 2011a). Le lien entre gaz et formation stellaire est évident. Schmidt (1959) fût le premier à énoncer qu'ils sont connectés via une relation entre densité de gaz et SFR : $\sum_{SFR}=A\sum^N_{gaz}$. Comme mentionné dans la section 1.3, cette relation empirique varie énormément en fonction de la nature de l'environnement, de la densité de gaz et des traceurs de formation stellaire que l'on utilise. Le diagramme densité de gaz vs SFR peut être utilisé pour distinguer les galaxies où à lieu une flambée d'étoiles des galaxies où la formation stellaire est normale (e.g. Daddi et al. 2010). Nous allons plus loin en proposant qu'il eut être utilisé pour faire la distinction entre nuage moléculaire où à lieu une flambée d'étoiles et nuage moléculaire formant des étoiles de façon normal . Les relations densité de gaz - SFR pour W43 et IRDC G035.39-00.33 furent comparées avec celles dérivées pour des galaxies externes (Kennicutt, 1998) et celles dérivées des régions de hautes densités formant des étoiles (Heiderman et al. 2010), voir les sections 2.3 et 3.4.2. Il ressort que W43 et IRDC G035.39-00.33 reposent dans le quadrant "flambée d'étoiles" cela dû au fait qu'elles forment des étoiles, et spécialement des étoiles massives, avec beaucoup d'efficacité. Ces deux régions méritent d'être investies plus avant puisqu'elles pourraient représenter un modèle miniature des processus physiques jouant dans les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles. Trouver plus d'exemples de flambée d'étoiles dans la voie lactée est nécessaire pour avoir une vue plus complète. Dans le diagramme densité de gaz - SFR, le complexe moléculaire W43 dans son entier se place entre les zones des galaxies spirales normales et les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles, probablement due au fait que c'est une région formant des étoiles massives, et ainsi traçant la même population stellaire que les mesures extragalactiques. D'un autre coté, les SFRs de IRDC G035.39-00.33 et W43-Main sont plusieurs ordre de grandeur au dessus de celles des galaxies, avec les mêmes densités de gaz (voir Fig. 2.7). Cette divergence est probablement crée par les différentes régions prises en compte dans cette étude. Une comparaison directe entre les relations galactiques et extragalactiques devraient en conséquence être précautionneuse. Cette étude montre aussi que l'intégralité des régions formant des étoiles massives, W43 par exemple, peuvent potentiellement être utilisées pour déduire les SFRs des galaxies. De plus, les régions formant des étoiles massives jouent probablement un rôle substantiel sur la dynamique à grandes échelles des galaxies, ce qui fût proposé pour être l'origine des relations densité de gaz - SFR pour les galaxies (Kennicut, 1998). La théorie des flots convergents est une des théorie prédominante pour expliquer la formation des nuages moléculaires et des étoiles, en particulier celles de grandes masses (Heitsch \& Hartmann, 2008). W43-Main et IRDC G035.39-00.33 forment des étoiles de grandes masses de manière efficace (voir chapitre 2 et 3). Ces régions montrent aussi des émissions étendues de SiO qui s'étendent jusqu'à l'échelle du parsec, sans être corrélées avec des protoétoiles proches. Des chocs provenant de flots sortant sont donc très peu probable pour expliquer ces émissions. Néanmoins, les observations traçant les hautes densités à travers W43-Main montrent qu'elle est en effondrement à de plus grandes échelles que celles des chocs. Ce fait pourrait suggérer que les émissions de SiO viennent de chocs à faibles vitesses à l'interface de collision crées par l'effondrement global. On s'attend à ce que ces chocs soient crées à ces fronts de collision, provoquant une élévation des instabilités dynamique et thermique, menant à une rapide fragmentation du nuage moléculaire et à la formation de corps denses massifs (Heitsch et al., 2008). Les conditions physique dans les modèles de flots convergents (T$\sim$20-100~K, v$\sim$1-10 $km.s^{-1}$) sont suffisantes pour générer des chocs C, mais pas des chocs J. Avec des flots convergents, on s'attend à ce que ces chocs soient largement répandus sur quelques parsecs, vu que la collision à virtuellement lieu partout dans le complexe (des centaines de parsecs). Sur une échelle bien plus large, différents filaments $H_I$ de W43 semblent converger avec un gradient de vitesse vers ces régions de chocs. Toutes ces structures sont baignées dans une grande enveloppe de $H_I$ (diamètre de 290 pc) qui peut être une rémanente du gaz $H_I$ tombé sur W43 pour former le gaz moléculaire. La position particulière de W43, à la jonction entre le bras du centaure et de la barre galactique, implique qu'il devrait subir une forte résonance donnant au gaz un fort moment cinétique pour s'écouler et se heurter violemment. De plus, dans d'autres régions de formation stellaire massive, bien qu'un peu plus faible, des signatures similaires de flots convergents ont étés observées (DR21, Schneider et al. 2010 ; Csengeri et al. 2011). Une conclusion ferme stipulant que les étoiles massives devraient se former d'une façon très dynamique est encore prématurée, mais les études de W43 et d'autres régions, semblent favoriser ce scénario. \\ Localisé à cette position avec des masse et densité extrêmes, et une anormale dispersion de vitesse, il est intéressant d'éclaircir pour W43 le rôle des flots convergents sur la formation des nuages moléculaires et des étoiles. Nous avons construit un grand catalogue contenant à la fois des données de continuum et de lignes moléculaires à travers cette région. Une analyse initiale a visé à étudier sa structure détaillée et sa cinématique. L'étude de sa chimie vient de commencer. Concernant les grandes échelles, nous sommes capable de caractériser les flots grandes échelles de $H_I$ qui forment les nuages moléculaires de W43 en utilisant les cartes de lignes spectrales de $H_I$ provenant des données VGPS. Les diagnostics des flots convergents sont approfondis en utilisant les données CO pour tracer les nuages de basse densité (Motte et al. en prép., Carlhoff et al. en prép.). Ces deux études sont complémentaires en ce qui concerne la cinématique et la dynamique des flots grandes échelles, et peuvent être couplées avec l'étude des activités de formation stellaire en utilisant les données \textit{Herschel} et \textit{Spitzer} pour former une vue cohérente depuis le gaz atomique diffus jusqu'aux clumps les plus denses formant des étoiles. Une recherche plus poussée aux petites échelles et elle aussi nécessaire. Dans le scénario des flots convergents, il semble que les filaments/ridges jouent un rôle majeur en accrétant de la masse sur les corps denses par des processus dynamiques. En prenant avantage des interféromètres existants, tels que IRAM PdBI, SMA, CARMA, nous étudions la cinématique des filaments/ridges en relation avec les corps formant des étoiles, à des résolutions de quelques arcsecondes. Avec l'arrivée prochaine d'ALMA, une nouvelle porte s'ouvre pour permettre la compréhension de la physique et de la chimie des corps et des filaments à des résolutions allant en dessous de l'arcseconde.