Les glaces interstellaires sont composées de CO, H2O, NH3, .... Soumis à un flux lumineux émanant des étoiles (λ > 120 nm) ces glaces peuvent évoluer vers la formation de molécules plus complexes. Parmi celles-ci, on trouve l'acide isocyanique (HNCO) dont nous avons étudié la réactivité avec des glaces de H2O, de NH3, de NH3/H2O. Nous avons montré qu'il pouvait être à l'origine de la formation de l'ion OCN-. Cet ion peut être caractérisé sur les spectres ISO de sources protostellaires, par sa bande dite "XCN" à 4,62 μm (2167 cm-1). Une production spontanée de l'ion OCN- cohérente avec le domaine de température (10 - 100 K) dans lequel évoluent ces glaces, se produit entre HNCO et NH3 en excès codéposés à 10 K. Un sel analogue à NH4+OCN- est formé au-delà de 160 K. Des calculs quantiques ont montré que la solvatation d'une molécule de NH3 directement liée à HNCO par trois autres molécules de NH3, joue un rôle important dans le processus de formation de NH4+ et OCN- et confirment le caractère spontané de cette réaction. L'irradiation UV (λ > 120 nm) de HNCO solide a conduit à la formation de OCN- mais aussi de composés carbonylés tels que le formaldéhyde, le formamide, et l'urée. La comparaison du spectre des photoproduits primaires avec le spectre ISO des glaces NGC7538 IRS9 ou W33A, permet de donner une tentative d'attribution pour les bandes situées à 1700 cm-1 et 1470 cm-1.

La physico-chimie et l'évolution des différents milieux qui constituent le milieu interstellaire<br />dépendent étroitement de H2, son principal constituant moléculaire. En particulier,<br />la connaissance incomplète du bilan énergétique et de l'efficacité de la réaction de<br />formation d'hydrogène moléculaire par catalyse hétérogène sur les grains de poussière est<br />une source importante d'incertitude dans la description de la dynamique du milieu, notamment<br />lors de la formation d'étoiles. L'´etude de cette réaction et de ses sous-processus<br />(collage et diffusion sur les grains, désorption) est abordée théoriquement et expérimentalement<br />depuis plus de 40 ans.<br />Cette thèse vise par une approche expérimentale à caractériser la réaction de formation<br />d'hydrogène moléculaire à la surface des glaces d'eau. Elle s'articule autour du<br />dispositif FORMOLISM. Ultravide, cryogénie, jets atomiques, spectrométrie de masse<br />et spectroscopie UV sont réunis pour étudier en particulier les effets de l'hétérogénéité<br />et de la porosité de la surface. L'étude de la désorption de l'hydrogène moléculaire s'est<br />révélée indispensable à l'interprétation des expériences de formation. Nous avons mesuré les distributions d'énergies d'adsorption de H2, HD et D2. Ces mesures permettent<br />d'estimer la quantité d'hydrogène moléculaire en surface des grains interstellaires. La<br />présence d'hydrogène moléculaire modifie l'efficacité de la réaction. Un mécanisme de<br />ségrégation isotopique a été mis en évidence et son importance pour la deutération de<br />l'hydrogène moléculaire en surface des manteaux de glace a été étudiée. Les expériences<br />sur la formation révèlent que sur les glaces poreuses l'énergie dégagée par la réaction est<br />transmise à la surface par la rétention des molécules formées. La réaction reste efficace<br />à des températures plus élevées (20 K) que sur les glaces non poreuses (13 K). Sur ces<br />dernières, les molécules formées sont directement libérées en phase gazeuse où elles sont<br />détectées dans des états rovibrationnellement excités.

La planète Mars est le siège d'un climat complexe, caractérisé par des cycles du dioxyde de carbone et de l'eau, ainsi qu'un transport de poussière à toutes les échelles. Ces cycles se manifestent par la condensation saisonnière aux pôles de dépôts de glace de CO₂ et d'eau pendant la nuit polaire, et leur sublimation pendant le printemps local. Les cycles du CO₂ , de l'eau et des poussières sur Mars sont intimement liés. Un processus saisonnier actif illustre bien ces liens : les jets de gaz froid, déclenchés par la sublimation saisonnière des dépôts de CO₂ , pouvant mettre en suspension des poussières du régolite de manière durable dans l'atmosphère, et dont l'activité semble être modulée par les échanges d'eau à la surface.L'objectif de cette thèse est de permettre l'utilisation des données d'imagerie hyperspectrale disponibles au maximum de leur potentiel, pour apporter de nouvelles contraintes sur les échanges saisonniers entre surface et atmosphère et sur les interactions entre les différents cycles (CO₂ , eau, poussières), en se focalisant sur les jets de gaz froid. Pour cela, un modèle semi-analytique de transfert radiatif dans les glaces compactes, ainsi qu'une méthode efficace d'inversion ont été développés et validés.Le modèle de transfert radiatif permet de décrire l'interaction de la lumière avec une couche de glace de manière quantitative d'après les paramètres suivants : épaisseur de la couche, proportions volumiques et tailles des impuretés, rugosité de la surface. Il repose sur plusieurs hypothèses majeures : optique géométrique, milieux continus par morceaux, inclusions quasi-sphériques. L'approximation des deux flux est utilisée pour le transfert au sein de la couche mais la réflexion spéculaire en surface est estimée en tenant compte de la variabilité des facettes de la rugosité surfacique. Ce modèle a été validé numériquement et sur des données de laboratoire et des tests numériques. La méthode d'inversion consiste à créer des bases de données synthétiques d’après le modèle de transfert radiatif pour déterminer les jeux de paramètres les plus probables pour reproduire une mesure donnée. L'inversion repose sur le formalisme bayésien : les grandeurs manipulées sont décrites par des densités de probabilités. Ceci permet la prise en compte de manière réaliste des incertitudes sur la donnée et le calcul d'une incertitude a posteriori sur le résultat de l'inversion.Une étude ciblée d'un site d'intérêt a été menée pour tester et démonter l'applicabilité de cette démarche à l'inversion massive de données de spectro-imagerie.Nous avons déterminé l’état de surface du champ de dunes du cratère de Richardson (72°S, 180°W), choisi car il présente de fortes interactions entre cycle de l'eau et du CO₂ , une important activité saisonnière de jets froids mais aussi une grande quantité de données disponible et une haute qualité du suivi temporel. Le suivi des caractéristiques de surface sur ce site montre une diminution de l'épaisseur de la couche de glace pendant le printemps cohérente avec les estimations des modèles de climat. Nous avons pu estimer et faire le suivi du contenu en eau et en poussière pour discuter le scénario de formation des jets froids. Nous avons proposé un nouveau mécanisme de mise en suspension des petits grains d’eau. / Mars has a complex climate, characterized by carbon dioxide and water cycles, and dust transport at all scales. These cycles are mainly controlled by the seasonal condensation of CO₂ and water ice deposits at high latitudes during the polar night and their sublimation during the local spring. There are a lot of interactions between the CO₂ , water and dust cycles on Mars and they influence each other. An active seasonal process illustrates particularly well these links: the cryoventing, cold CO₂ gas jets triggered by seasonal sublimation of CO₂ deposits, which can put dust from the regolith in suspension into the atmosphere durably, and whose activity seems to be modulated by the exchange of water at the surface.The purpose of this thesis is to allow the use of the available hyperspectral imaging data to their full potential, to bring new constraints on seasonal exchanges between surface and atmosphere and the interactions between the different cycles (CO₂ , water , dust), focusing on cold gas jets. To achieve this, a semi-analytical radiative transfer model in compact ices and an effective inversion method were developed and validated.The radiative transfer model describes the interaction of light with a surface quantitatively, using the following parameters: thickness of the layer, volume proportions and grain-sizes of impurities, surface roughness. It is based on several key assumptions: geometrical optics, piecewise-continuous media quasi-spherical inclusions. The two-stream approximation is used for the radiative transfer inside the layer, but the surface specular reflectance is estimated taking into account the variability of the facets orientations from the surface roughness. This model was validated both numerically and on laboratory data.The inversion method consists in exploring synthetic databases generated by the radiative transfer model and determining the most likely sets of parameters to reproduce a given measure. The inversion is based on the Bayesian formalism: the manipulated variables are described by probability density functions. This allows to take into account realistic uncertainties on the data and enables to calculate a posteriori uncertainties on the result of the inversion.A focused study was conducted on a area of particular interest, to test and prove the applicability of this approach to the massive inversion of spectro-imaging data. The dune-field of Richardson Crater (72°S, 180°W) was chosen because it shows strong interactions between the water and CO₂ cycles, a major seasonal cryoventing activity, but also a large amount of data available and a high quality temporal monitoring. The monitoring of surface characteristics on this site shows a decrease in the thickness of the ice during the spring consistently with climate models simulations. We were able to estimate and monitor the content of water and dust in order to discuss the formation scenario of cold jets.

La glace de H2O est présente dans de nombreux environnements planétaires, et notamment sous forme de polymorphe de haute pression au sein des satellites de glaces ainsi que dans le manteau des planètes extrasolaires, dites planètes océan. La diversité des conditions thermodynamiques prédite au sein de ces corps planétaires a souligné le besoin de nouvelles données de laboratoire et de calculs sur les glaces de H2O afin de pouvoir modéliser leur évolution et leur structure interne.Si les propriétés structurales et spectroscopiques des pôles purs de ces glaces sont déjà relativement bien connues, une description pétrologique plus réaliste des solutions solides et des phases riches en impureté, manque encore à la communauté. Ce travail de thèse s'est concentré sur l'étude de la fusion des glaces VI et VII dans le binaire H2O-NaCl grâce aux techniques de cellules à enclumes en diamants et la spectroscopie vibrationelle Raman. Ces données ont été complétées par des mesures du fractionnement du sel analogue RbI entre les glace VI et VII et le fluide aqueux en utilisant la cartographie de fluorescence X et de diffraction des rayons X réalisées à l'European Synchrotron Research Facility (Grenoble). Ceci as permis de mettre en évidence une inversion de densité entre le fluide riche en sel et la glace VI et de révéler une forte différence de partage du sel entre la glace VI et la glace VII avec un coefficient de partage du RbI estimé à Kd(VI-VII)=4.5(±2.7)10-2.Au sein des plus gros corps riches en H2O appelés planète océan, le manteau de glace potentiellement épais de plus de 1000 km abrite un type de glace de ultra haute pression appelé glace X. Cette phase de la glace d'eau est unique de part sa structure cristallographique ionique, contrairement aux autres glaces de plus basse pression, toutes de structure moléculaire. Cette caractéristique structurale et l'absence de données concernant ses propriétés mécaniques ont motivé l'étude de ses propriétés élastiques et plastiques. Ainsi à partir de calcul ab initio et du modèle de Peierls Nabarro, j'ai pu déterminer une forte variation de l'anisotropie élastique avec la pression, les différentes structures de cœurs des dislocations vis et coin et les systèmes de glissement préférentiels au sein de la glace X dans son champ de stabilité de 100 à 350 GPa. Nos calculs suggèrent que la déformation de la glace X est toujours localisée sur le plan {110} et que le système <110>{110} contrôle la déformation plastique en dessous de 250 GPa et que le système <100>{110} est dominant à plus haute pression. Nos résultats montrent aussi que si l'anisotropie élastique augmente rapidement avec la pression, la plasticité de la glace X devient quasi-isotrope à 350 GPa.

La glace de H2O est présente dans de nombreux environnements planétaires, et notamment sous forme de polymorphe de haute pression au sein des satellites de glaces ainsi que dans le manteau des planètes extrasolaires, dites planètes océan. La diversité des conditions thermodynamiques prédite au sein de ces corps planétaires a souligné le besoin de nouvelles données de laboratoire et de calculs sur les glaces de H2O afin de pouvoir modéliser leur évolution et leur structure interne.Si les propriétés structurales et spectroscopiques des pôles purs de ces glaces sont déjà relativement bien connues, une description pétrologique plus réaliste des solutions solides et des phases riches en impureté, manque encore à la communauté. Ce travail de thèse s’est concentré sur l’étude de la fusion des glaces VI et VII dans le binaire H2O-NaCl grâce aux techniques de cellules à enclumes en diamants et la spectroscopie vibrationelle Raman. Ces données ont été complétées par des mesures du fractionnement du sel analogue RbI entre les glace VI et VII et le fluide aqueux en utilisant la cartographie de fluorescence X et de diffraction des rayons X réalisées à l’European Synchrotron Research Facility (Grenoble). Ceci as permis de mettre en évidence une inversion de densité entre le fluide riche en sel et la glace VI et de révéler une forte différence de partage du sel entre la glace VI et la glace VII avec un coefficient de partage du RbI estimé à Kd(VI-VII)=4.5(±2.7)10-2.Au sein des plus gros corps riches en H2O appelés planète océan, le manteau de glace potentiellement épais de plus de 1000 km abrite un type de glace de ultra haute pression appelé glace X. Cette phase de la glace d’eau est unique de part sa structure cristallographique ionique, contrairement aux autres glaces de plus basse pression, toutes de structure moléculaire. Cette caractéristique structurale et l’absence de données concernant ses propriétés mécaniques ont motivé l’étude de ses propriétés élastiques et plastiques. Ainsi à partir de calcul ab initio et du modèle de Peierls Nabarro, j’ai pu déterminer une forte variation de l’anisotropie élastique avec la pression, les différentes structures de cœurs des dislocations vis et coin et les systèmes de glissement préférentiels au sein de la glace X dans son champ de stabilité de 100 à 350 GPa. Nos calculs suggèrent que la déformation de la glace X est toujours localisée sur le plan {110} et que le système <110>{110} contrôle la déformation plastique en dessous de 250 GPa et que le système <100>{110} est dominant à plus haute pression. Nos résultats montrent aussi que si l’anisotropie élastique augmente rapidement avec la pression, la plasticité de la glace X devient quasi-isotrope à 350 GPa. / H2O ice is found in a variety of planetary environments, notably in the form of high pressure polymorphs inside icy moons and extrasolar ocean planets. The great diversity of thermodynamic conditions predicted inside such planetary bodies, reveals the need for new experimental and computational data to allow modeling of their internal structure and dynamics.Structural and spectral properties of H2O pure ices have been intensively studied, but surprisingly there is a lack of petrological data on impurities rich ice solid solutions. This Ph.D. thesis work focused on the study of ice VI and ice VII fusion curves in the H2O-NaCl binary, using diamond anvil cell and Raman spectroscopy. We later determined the partitioning of the NaCl analog salt, RbI, between ice VI and VII and the aqueous fluid using X- ray fluorescence and X-ray diffraction techniques at the European Synchrotron Research Facility (Grenoble). Our results enable us to observe a density inversion between ice VI and the salty fluid, and to measure a strong difference in salt partitioning between ice VI and ice VII with a partition coefficient of Kd(VI-VII)=4.5(±2.7)10-2. Inside the largest H2O rich planetary bodies, called ocean planets, the icy mantle, putatively more than 1000 km thick, shelters an ultra high pressure ice form called ice X. This H2O ice phase is unique because of its ionic crystallographic structure, in contrast with lower pressure ices polymorphs, all being molecular solids. This characteristic coupled with the fact that no data are available yet on its mechanical properties, encouraged us to study its elastic and plastic properties. Using ab initio calculations and the Peierls Nabarro model, I showed the strong variation of elastic anisotropy with increasing pressure and determined the dominant slip system inside the structure of ice X over its entire pressure stability range from 100 to 350 GPa. Our calculations suggest that plasticity in ice X is dominated by displacement always occurring on the {110} glide plane. Also, it reveals that the <110>{110} glide system is dominant below 250 GPa and that the <100>{110} slip system controls the plasticity of ice X. Our results also show that, if elastic anisotropy of ice X is strongly increasing with increasing pressure, the plasticity becomes almost isotropic at 350 GPa.