La comprehension des processus conduisant à la formation des étoiles est l'un des enjeux majeurs de l'astrophysique contemporaine. Au sein des nuages conduisant à la formation d'étoiles, les conditions de température, pression, etc... sont telles qu'il est impossible de les reproduire par l'expérience. C'est pourquoi la simulation numérique reste le seul moyen d'étudier les phénomènes physiques intervenant dans le processus de formation des étoiles et ainsi de vérifier la théorie. Ma thèse est axée autour des méthodes numériques utilisées dans le contexte de la formation d'étoiles, phénomène multi-échelles et hautement non-linéaire, nécessitant l'utilisation d'outils bien adaptés. Dans cette thèse autour de l'étude des premières phases de l'effondrement de coeurs denses préstellaires, mon travail s'est divisé en 4 parties liées. Dans une première étude, j'ai utilisé un code lagrangien 1D à symétrie sphérique (Audit et al. 2002) pour comparer plusieurs modèles traitant plus ou moins précisément le transfert radiatif et l'interaction matière-rayonnement. Cette comparaison est basée sur des calculs simples d'effondrement gravitationnel conduisant à la formation du premier coeur de Larson. J'ai aussi tiré bénéfice de ce premier travail pour étudier les propriétés du choc d'accrétion sur le premier coeur de Larson. Nous avons développé un modèle semi-analytique permettant de reproduire les propriétés de saut au choc en partant d'hypothèses bien connues. Ayant validé les méthodes utilisées précédemment, nous avons retenu l'approche de diffusion à flux limité que j'ai ensuite intégrée avec les équations de l'hydrodynamique radiative dans le code AMR RAMSES (Teyssier 2002). Après validation des schémas implémentés, nous avons utilisé RAMSES pour réaliser des effondrements multidimensionnels avec champ magnétique et transfert radiatif. Nous avons ainsi réalisé les premières simulations combinant les effets du champ magnétique et du transfert radiatif aux petites échelles avec une grande précision. Nos résultats montrent que le transfert radiatif à un impact significatif sur la fragmentation au cours de l'effondrement des coeurs denses préstellaires. Enfin, j'ai réalisé une comparaison du code RAMSES (approche eulérienne) et du code SPH DRAGON (Goodwin 2004, approche lagrangienne). Nous avons étudié l'impact de la résolution numérique sur la conservation du moment angulaire et la fragmentation. Nous avons montré qu'en utilisant des critères de résolution forts et bien supérieurs aux critères usuels de la littérature, les deux outils convergent et semblent donc bien adaptés à la formation d'étoiles.

Les étoiles telles que notre soleil se forment par l'effondrement gravitationnel de fragments de nuages moléculaires. Pendant les premiers instants de sa formation (ce qu'on appelle la Classe 0), l'étoile est profondément enfouie dans une enveloppe de gaz et de poussières et est seulement visible aux longueurs d'onde infrarouge et millimétrique. Au fur et à mesure de son évolution, l'étoile disperse progressivement cette enveloppe. Un disque résiduel reste autour de l'étoile nouvellement née, qui pourra lui-même donner naissance à un système planétaire. Dans cette thèse, j'étudie la structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse. Cette étude est basée sur des observations du satellite ISO des raies de l'eau, ainsi que des observations avec les télescopes JCMT et IRAM du formaldéhyde. Dans un premier temps, j'étudie l'émission des raies de l'eau proto-étoile NGC1333-IRAS4 observés par ISO-LWS. A l'aide d'un modèle détaillé de l'émission de la proto-étoile, je détermine la structure en densité et température de l'enveloppe, ce qui permet de contraindre la masse centrale et le taux d'accrétion. Je détermine également l'abondance de l'eau dans l'enveloppe, et montre que cette abondance est dix fois plus importante dans la partie interne de l'enveloppe que dans la partie externe. Dans cette région, le manteau des grains s'évapore en injectant de grandes quantité d'eau en phase gazeuse. Dans un second temps, je développe un modèle d'émission d'une autre molécule abondante dans le manteau des grains, le formaldéhyde, et je montre que des transitions de cette molécule peuvent également être utilisées pour déterminer les conditions physico-chimiques dans l'enveloppe. Enfin, je présente un relevé de l'émission du formaldéhyde de dix proto-étoiles de classe 0, obtenu avec l'IRAM et le JCMT. En comparant les prédictions de ce modèle et les observations, je montre que dans toutes les proto-étoiles observées, à l'exception d'une seule, le formaldéhyde est également évaporé du manteau des grains, et est entre deux et trois ordres de grandeur plus abondant que dans la partie externe de l'enveloppe. Ceci montre que toutes les proto-étoiles de faible masse observées possèdent un coeur chaud, où la chimie est probablement très influencée, sinon dominée par l'évaporation du manteau des grains.

Mon travail de thèse présente deux types de structures denses : des sources froides compactes détectées par Planck et des condensations denses dans une région de photodissociation (PDR), à savoir la Barre d’Orion. Les deux types de structures sont étroitement liées à la formation des étoiles. Les sources froides sont étudiées comme objets potentiellement gravitationnellement liés, c’est-à-dire comme objets préstellaires. La Barre d’Orion est intéressante en tant que PDR à fort champ UV (G0 ∼104) prototypique, avec plusieurs disques protoplanétaires connus, éclairés par les jeunes étoiles du Trapèze.D’abord, je présente un article publié dans A&A: The Physical state of selected cold clumps. Dans cet article, nous avons comparé les observations du continuum de la poussière par Herschel provenant de l’open time key program Galactic Cold Cores (Herschel) aux observations de raies moléculaires par le radiotélescope de 20-m de l’Onsala Space Observatory en Suède. Les objets ont été sélectionnés en fonction de leur luminosités et faibles températures de couleur des poussières (T∼10−15 K). Nous avons calculé les masses du viriel et de Bonnor-Ebert et les avons comparées aux masses déduites à partir des observations. Les résultats indiquent que la plupart des objets froids observés ne sont pas nécessairement préstellaires.Dans mon étude de la Barre d’Orion, j’utilise des observations de l’instrumentPACS d’Herschel du programme Unveiling the origin and excitation mechanisms of the warm CO, OH and CH+ . Je présente des cartes de 110” ×110” du cation méthylidyne (CH+ J=3-2), des doublets de OH à 84 μm, et des raies de CO á hauts J (J=19-18). C’est la première fois que ces traceurs des PDR ont présentés avec une telle résolution spatiale et un tel rapport signal-sur-bruit.La répartition spatiale de CH+ et OH montre la même structure de la Barre qui a été vue dans d’autres observations. La morphologie du CH+ et H2 confirme que la formation et l’excitation de CH+ est fortement dépendante du H2 excité vibrationnellement. Le maximum d’émission de OH84 μm correspond à un objet brillant jeune, identifié comme le disque protoplanetaire 244-440.Je présente également des transitions rotationnelles de CO de moyenne (∼20 K) et haute (∼1000 K) énergie. La morphologie de l’émission du CO rotationnellement excité est corrélée avec la présence des petites structures denses irradiées. Nous établissons le lien entre le coeur de ces structures, tracé en CS J=2-1 par Lee et al. (2013) et H 13 CN par Lis and Schilke (2003) et le bord de la PDR, tracé en CO J=19-18 et le H 2 vibrationnellement excitée. Nous montrons également que le CO est principalement excité par le chauffage UV. / In this thesis I present a study of two kinds of dense ISM structures: compact cold sources detected by Planck and dense condensations in a photodissociation region (PDR), namely the Orion Bar detected by ground-based and Herschel telescopes. Both kinds of structures are closely related to star formation. The cold sources are investigated as potentially gravitationally bound, prestellar, objects. The Orion Bar is a highly FUV-illuminated (G0=104) prototypical PDR, with several known protoplanetary disks, illuminated by the young Trapezium stars.First I introduce a paper published in A&A: The Physical state of selected cold clumps. In this paper we compared the Herschel dust continuum observations from the open time key program Galactic Cold Cores to ground based molecular line observations from the 20-m radio telescope of the Onsala Space Observatory in Sweden. The clumps were selected based on their brightness and low dust color temperatures (T=10-15 K). We calculated the virial and Bonnor-Ebert masses and compared them to the masses calculated from the observations. The results indicate that most of the observed cold clumps are not necessarily prestellar.Then I move on to the warm and dense condensations of the ISM. In my study of the Orion Bar, I use observations from PACS instrument on board Herschel from the open time program Unveiling the origin and excitation mechanisms of the warm CO, OH and CH+. I present maps of 110”x110” of the methylidyne cation (CH+ J=3-2), OH doublets at 84 µm, and high-J CO (J=19-18). This is the first time that these PDR tracers are presented in such a high spatial resolution and high signal-to-noise ratio. The CH+ and OH have critical densities (1010 cm-3) and upper level energy temperatures (250 K). In addition the endothermicity of the CH+ + H2 reaction (4300 K) that forms CH+ is comparable to the activation barrier of the O + H2 reaction (4800 K) forming OH. Given these similarities it is interesting to compare their emission. The spatial distribution of CH+ and OH shows the same clumpy structure of the Bar that has been seen in other observations. The morphology of CH+ and H2 confirms that CH+ formation and excitation is strongly dependent on the vibrationally excited H2, while OH is not. The peak in the OH 84 µm emission corresponds to a bright young object, identified as the externally illuminated protoplanetary disk 244-440.Finally, I study the high-J CO in the Orion Bar. I also introduce low- and mid-J CO observations of the area. The high-J CO morphology shows a clumpy structure in the Bar and we establish a link between the dense core of the clumps, traced in CS J=2-1 by Lee et al. (2013) and in H13CN by Lis and Schilke (2003). We also show that the high-J CO is mainly excited by the UV heating.

L'étude de l'hydrogène moléculaire est fondamentale pour une meilleure compréhension des mécanismes de formation stellaire et planétaire. En effet, le H2 est la molécule la plus abondante dans l'environnement circumstellaire des étoiles jeunes, et permet<br />donc d'estimer les quantités totales de gaz disponibles à chaque étape de l'évolution de la protoétoile vers la séquence principale. Dans ce contexte, j'ai mené une étude sur la composante gazeuse, et en particulier sur l'hydrogène moléculaire, dans l'environnement circumstellaire d'un échantillon d'étoiles pré-séquence principale, dites étoiles Ae/Be de Herbig, à différents stades de leur évolution vers la séquence principale.<br /><br />A partir des spectres observés par le satellite FUSE dans<br />l'ultraviolet lointain, j'ai mis en évidence plusieurs mécanismes d'excitation de l'hydrogène moléculaire qui sont clairement corrélés à la structure de l'environnement circumstellaire. En particulier, pour les étoiles de type Be, qui sont les plus jeunes de l'échantillon, les diagrammes d'excitation de l'hydrogène moléculaire circumstellaire peuvent être assez bien reproduits par un modèle de région de photodissociation. Mon analyse montre que ces étoiles sont entourées d'une enveloppe circumstellaire, reste<br />du nuage dans lequel elles se sont formées. Les étoiles de type Ae/B9 de l'échantillon, connues pour être entourées de disques, forment un groupe plus hétérogène. Pour la plupart de ces étoiles, du fait des angles d'inclinaison, le gaz présent dans les disques est très rarement observé car la ligne de visée ne traverse pas les disques. Lorsque du H2 d'origine circumstellaire<br />est observé, j'ai mis en évidence la présence d'un milieu chaud très proche de l'étoile, excité par collisions. En utilisant un modèle de disque ouvert et en supposant que la poussière et le gaz sont couplés, j'ai montré que le gaz chaud que l'on observe ne se situe pas dans le disque, mais peut avoir plusieurs origines. Le gaz chaud peut provenir d'une région chaude de type chromosphère étendue ou de la photoévaporation du disque.<br /><br />Ces différences de structure dans l'environnement circumstellaire des étoiles de Herbig Ae et Be reflètent la différence d'évolution de ces deux groupes d'étoiles. En effet, cette structuration différente du milieu circumstellaire peut être expliquée par une évolution plus rapide des étoiles de Herbig de type Be qui sont associées à de plus forts champs de rayonnement. <br /><br />Ces résultats représentent des contraintes fortes sur les<br />conditions physiques dans lesquelles se trouve le gaz circumstellaire, qui, une fois complétées par de nouvelles observations, permettront d'avoir une compréhension globale de la structure et de l'évolution de l'environnement circumstellaire des étoiles jeunes.

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.

Les observations montrent qu'il y a dix milliards d'années, les galaxies formaient bien plus d'étoiles qu'aujourd'hui. Comme les étoiles se forment à partir de gaz moléculaire froid, cela signifie que les galaxies disposaient alors d'importants réservoirs de gaz, et c'est ce qui est observé. Mais les processus de formation d'étoiles pourraient aussi avoir été plus efficaces : qu'en est-il ? Les étoiles se forment dans des nuages moléculaires géants liés par leur propre gravité, mais les toutes premières étapes de leur formation demeurent relativement mal connues. Les nuages moléculaires sont eux-mêmes fragmentés en différentes structures, et certains scénarios suggèrent que les filaments interstellaires qui y sont observés aient pu constituer la première étape de la formation des coeurs denses dans lesquels se forment les étoiles. En quelle mesure leur géométrie filamentaire affecte-t-elle les coeurs pré-stellaires ? Des phenomènes de rétroaction liés à l'évolution des étoiles, comme les vents stellaires et les explosions de supernovae, participent à la régulation de la formation d'étoiles et peuvent aussi perturber la distribution de matière noire supposée entourer les galaxies. Cette thèse aborde l'évolution des galaxies et la formation des étoiles suivant trois perspectives : (i) la caractérisation des processus de formation d'étoiles à des échelles sous-galactiques au moment de leur pic de formation ; (ii) la formation des coeurs pré-stellaires dans les structures filamentaires du milieu interstellaire ; et (iii) les effets rétroactifs de la formation et de l'évolution des étoiles sur la distribution de matière noire des galaxies. / Observations show that ten billion years ago, galaxies formed their stars at rates up to twenty times higher than now. As stars are formed from cold molecular gas, a high star formation rate means a significant gas supply, and galaxies near the peak epoch of star formation are indeed much more gas-rich than nearby galaxies. Is the decline of the star formation rate mostly driven by the diminishing cold gas reservoir, or are the star formation processes also qualitatively different earlier in the history of the Universe? Ten billion years ago, young galaxies were clumpy and prone to violent gravitational instabilities, which may have contributed to their high star formation rate. Stars indeed form within giant, gravitationally-bound molecular clouds. But the earliest phases of star formation are still poorly understood. Some scenarii suggest the importance of interstellar filamentary structures as a first step towards core and star formation. How would their filamentary geometry affect pre-stellar cores? Feedback mechanisms related to stellar evolution also play an important role in regulating star formation, for example through powerful stellar winds and supernovae explosions which expel some of the gas and can even disturb the dark matter distribution in which each galaxy is assumed to be embedded. This PhD work focuses on three perspectives: (i) star formation near the peak epoch of star formation as seen from observations at sub-galactic scales; (ii) the formation of pre-stellar cores within the filamentary structures of the interstellar medium; and (iii) the effect of feedback processes resulting from star formation and evolution on the dark matter distribution.