Le milieu interstellaire (MIS) est la matière presente dans l'espace au sein des galaxies.Cette matière est composée de gaz et de grains de poussière. Jusqu'à présent, les radioastronomes principalement ont identifié plus de 170 molécules différentes dans le MIS.La présence de la plupart de ces molécules est expliquée à travers des réactions dans la phase gazeuse, mais la synthèse de beaucoup de ces molécules (comme H2, H2O, CO2) nécessite l'intervention d'uncatalyseur, donc des réactions dans la phase solide, sur la surface des grains de poussière. Les objectifs de cette thèse sont de comprendre quels sont les processus physico-chimiques qui ont lieu (par exemple, la diffusion et désorption) sur la surface des grains de poussière interstellaire et comment ils conduisent à la synthèse de molécules de plus en plus complexes.En particulier, l'objet de ma thèse est d'étudier:- le rôle de la diffusion des atomes d'oxygène (noté « O ») et les processus d'oxydation dans la formation des glaces interstellaires;- le couplage thermique et non thermique entre la phase gaz et la phase solide.L'astrochimie ne tendait à considérer que la diffusion des atomes d'hydrogène et les réactions d'hydrogénation, ignorant souvent le rôle de l'oxygénation ainsi que l'importance des processus d'adsorption et de désorption, d'où mes recherches approfondies sur ces thématiques.Évidemment, une meilleure connaissance de ces processus physico-chimiques et des réactions de surface aiderait les astronomes à comprendre la formation des glaces interstellaires, l'augmentation de la complexité moléculaire, et l'équilibre entre le gaz et la phase solide.Pour répondre à ces questions, de nombreuses expériences ont été réalisées avec le dispositif FORMOLISM, situé à l'Université de Cergy-Pontoise dans le cadre du LERMA (Observatoire de Paris). Via deux jets de particules avec un pompage différentiel, les atomes et les molécules sont déposés sur un échantillon froid (> 6,5 K) dans une chambre ultravide. Les produits des réactions sont ensuite sondés en utilisant la spectroscopie de masse et la spectroscopie infrarouge.Pour simuler différents environnements astrophysiques, la physique-chimie de l'état solide a été étudiée dans différentes conditions expérimentales:- La morphologie de substrat (glace d'eau amorphe soit poreuse, soit compacte, glace d'eau cristalline, silicate amorphe ou graphite)- Les espèces déposées et leur rapport relatif- La couverture des espèces déposées, de 0,1 à 2 monocouches- La température du substrat, de 6,5 à 60 K.En ce qui concerne les processus d'oxydation, les résultats montrent que l'O est très réactif avec de nombreuses espèces ; la diffusion des atomes d'O semble être beaucoup plus rapide que prévu et peut se produire par effet tunnel à des températures aussi basses que 6,5 K. Nous avons comparé les valeurs expérimentales des coefficients de diffusion et constaté que les taux de diffusion sur chaque surface, basés sur les résultats de la modélisation, étaient considérablement plus élevés que ceux prévus pour les atomes lourds tels que l'O. Nos résultats montrent que les atomes O peuvent rencontrer tous les partenaires disponibles de réaction à un taux plus rapide que le taux d'accrétion. En particulier, dans les nuages interstellaires très denses, le rapport O/H est tel que O devient l'un des partenaires réactifs dominants avec H. Ceci a un impact sur la formation de certaines espèces et sur l'abondance relative des produits formés.En ce qui concerne les processus de couplage solide-gaz (c'est à dire, l'adsorption, désorption thermique, désorption chimique), les résultats montrent que chaque processus est influencé d'une manière différente par le substrat (glace d'eau, de silicate ou graphite). Enfin, nous fournissons une liste utile des énergies de liaison de plusieurs espèces et de l'efficacité de désorption chimique des différentes réactions sur ces substrats. / The interstellar medium is the matter that exists in the space between the star systems in a galaxy. It is composed of gas and elongated tiny dust grains. To date, plenty of molecules (> 170) are known to exist in the interstellar medium. The presence of most of them can be understood in terms of gas phase reactions but the synthesis of some key species (H2, H2O, CO2) need the intervention of solid-state reactions on dust grains surface. The aims of this thesis are to understand what are the relevant physical-chemical processes (i.e., diffusion and desorption) occurring on the surface of interstellar dust grains and how these processes influence synthesis of more and more complex molecules. In particular, the focus of my thesis is the investigation of:1) the role of O-atom diffusion and the oxidation processes in the formation of interstellar ices;2) the thermal and non-thermal processes coupling gas and solid phase.The reasons of these investigations lie on the realization that, up to now, only hydrogen diffusion and hydrogenation reactions are commonly considered in solid astrochemistry and the role of oxygenation as well as the importance of adsorption and desorption processes are often disregarded.Evidently, a better knowledge of such physical-chemical processes and, in general, of the solid state physical-chemistry could help astronomers to understand the formation of interstellar ices, the increase on molecular complexity, and the equilibrium between gas and solid phase.To answer these questions, many experiments have been performed with the FORMOLISM set-up, i.e., FORmation of MOLecules in the ISM, located in the Universitè de Cergy Pontoise, Observatoire de Paris. Via two triply differentially pumped beams, atoms and molecules were aimed at a cold (>6.5 K) sample held in a Ultra high vacuum chamber. The products were probed using Mass spectroscopy and Reflexion Absorption Infrared Spectroscopy.To simulate different astrophysical environments, the solid state physical-chemistry has been studied in different experimental conditions:-The substrate morphology (Amorphous water ice, porous (p) and compact (np), crystalline (c) ice, amorphous silicate, and graphite)-The species deposited and their relative ratio-The coverage of deposited species, from 0.1 to 2 ML-The substrate temperature, from 6.5 to 60 KConcerning oxidation processes and O-atom reactivity, the results show that oxygen is very reactive with many species (i.e., H, CO, NO, H2CO, HCOOH); O diffusion appears to be much faster than previously expected and can occur via quantum mechanical tunnelling at temperatures as low as 6.5 K. We compared the experimental values of the diffusion coefficients and found that the rates of diffusion on each surface, based on modelling results, were considerably higher than those expected for heavy atoms such as oxygen. Our findings show that O atoms can scan any available reaction partners (e.g., either another H atom, if available, or a surface radical like O, OH, CO) at a faster rate than that of accretion. In particular, in very dense interstellar clouds, the O/H ratio is such that O becomes one of the dominant reactive partners together with H. This has an impact on the chemistry occurring at the surface of dust grains as either the formation of some species may be enhanced, or at least the relative abundances of the final products will be affected. An important example of how O-atom mobility can modulate the abundances of key species of ices in the ISM is the case of the H2O/CO2 ratio via the CO+O and H2CO+O pathways.Concerning gas-solid coupling processes (i.e., adsorption, sticking, thermal desorption, chemical desorption), the results show that each processes is influenced in a different way by the substrate (i.e., water ice, silicate or graphite). Moreover, we provide a useful list of binding energies of several species and chemical desorption efficiency for different reactions on different subst

Le parsec central de la Galaxie a été observé à l'aide de spectro-imagerie BEAR haute résolution spectrale (jusqu'à 21 km/s) et moyenne résolution spatiale (0,5"), dans les raies Bracket gamma (2,16 micron) et He I à 2,06 microns, et d'imagerie haute résolution. Ces données ont servi à étudier la population d'étoiles jeunes et massives, la structure et la dynamique des flots de gaz ionisé de Sgr A Ouest. Les résultats obtenus, notamment la séparation des étoiles en un groupe de 6 LBV d'une part (le complexe IRS 16) et plus de 20 Wolf-Rayet d'autre part, ainsi que la résolution de IRS 13E en un amas d'au moins 6 étoiles massives, soutiennent l'idée d'une formation des étoiles jeunes en un amas massif à distance du Centre Galactique. La vision très détaillée de Sgr A Ouest et le modèle cinématique proposé du Bras Nord soutiennent l'idée que ce gaz ionisé est constitué par les fronts d'ionisation de plus vastes nuages neutres étirés par les forces de marée, provenant du Disque circumnucléaire.

De la Poussière Interstellaire, de l'Emission Infrarouge des Galaxies, et des Mesures du rayonnement cosmologique à 3K

Dans le milieu interstellaire (MIS), la formation de la molécule H_2 est catalysée par un grain de poussière : H+H+grain -> grain+ H_2 Deux mécanismes principaux correspondent à cette réaction: le mécanisme Eley-Rideal (ER) et le mécanisme Langmuir-Hinshelwood (LH). Les techniques de propagation de paquets d'ondes ont été utilisées pour étudier ces deux mécanismes aux faibles températures qui règnent dans le MIS. Pour rendre possible le calcul, il a fallu utiliser une grille en L et appliquer la technique de réduction de grille dite de « mapping » sur des grilles multidimensionnelles. Ceci a permis de couvrir une gamme d'énergie de collision comprise entre 0,4meV et 46meV pour le mécanisme ER, et entre 4meV et 50meV pour le mécanisme LH. Le mécanisme ER a été étudié en géométrie colinéaire sur une surface de graphite (0001), en autorisant le mouvement d'un atome de carbone du grain. Permettre cette relaxation du substrat favorise la réaction. Toutefois le mécanisme ER reste peu efficace dans les conditions de température régnant dans le MIS, du fait d'une petite bosse de potentiel en voie d'entrée. Le mécanisme LH a lui été étudié dans toute sa dimensionnalité sur une surface plane et rigide. Le résultat principal est que ce mécanisme est très efficace : dans des conditions caractéristiques du MIS, le temps mis par un atome H pour diffuser sur le grain, rencontrer un autre atome H, et désorber en H2 est inférieur au temps typique entre deux collisions H-grain. La réaction n'a aucun effet notable sur le rapport ortho- H_2 et para- H_2. En revanche, comme dans le mécanisme ER, elle conduit à une très forte excitation vibrationnelle de H_2.

Les hydrocarbures forment l'ossature de la chimie interstellaire en phase gazeuse. Pour autant, la distribution et l'abondance de ces espèces ne sont connues que dans une poignée d'objets. Après avoir introduit quelques notions d'astrochimie, nous nous intéressons dans la deuxième partie de cette thèse à l'étude des hydrocarbures dans les nuages sombres. Nous montrons d'abord -- à l'issue d'un travail consacré au nuage TMC-1 -- que le rapport d'abondance des isomères cyclique et linéaire de la molécule C3H2 dépend de la fraction électronique dans le gaz et pourrait donc être utilisé comme sonde de cette quantité. Nous soulignons aussi que les molécules C6H et l-C3H2, rarement observées jusqu'ici, sont communes dans les nuages sombres. Nous montrons enfin que les hydrocarbures sont présents dans l'enveloppe du nuage L134N et que leurs abondances correspondent à celles d'une chimie riche en carbone. La troisième partie est consacrée à l'observation d'hydrocarbures dans trois régions de photodissociation, dont la nébuleuse de la Tête de cheval. Les cartes que nous avons réalisées montrent que les hydrocarbures sont présents en abondance dans les zones soumises au champ ultraviolet. En outre, leur émission est spatialement corrélée à celle des PAH. Nous remarquons que les modèles de chimie en phase gazeuse échouent à reproduire ces propriétés puis soulignons que la photoérosion des PAH -- non prise en compte actuellement -- semble pouvoir former des hydrocarbures à un taux suffisant pour réconcilier modèles et observations.

Ce projet de thèse consiste en l'étude de la dynamique de la galaxie spirale NGC 4414 via une grande mosaïque d'observations de la raie de CO(1-0) avec l'interféromètre du Plateau de Bure, ainsi que des observations multi longueurs d'onde profondes du Télescope Spatial Hubble. Les objectifs de cette thèse sont de déterminer si les bras spiraux de NGC 4414 sont persistants mais aussi d'obtenir une mesure du rapport masse sur luminosité stellaire, le but final étant d'estimer la masse et l'étendue de la matière noire dans NGC 4414. Le modèle de masse est fortement contraint par notre courbe de rotation CO(1-0) à haute résolution et par les observations HST dans les bandes B, V et I. En supposant que le profil de masse stellaire suit le profil de lumière en bande I dans la région centrale pauvre en poussière et en gaz, et au delà de l'anneau moléculaire, et en reproduisant fidèlement la courbe de rotation CO dans la région centrale, la distribution de masse a pu être déterminée précisément et le rapport M/L stellaire mesuré en fonction du rayon galactocentrique. A posteriori, nous avons trouvé que le modèle de masse était équivalent à la distribution de lumière en bande K' avec un rapport M/L constant proche de 0.5 M⊙/L⊙, parce que l'extinction est faible à 2.1 µm. Je montre que l'utilisation d'un rapport M/L constant aux longueurs d'onde optiques, comme c'est le cas pour les modèles de disque maximum, est fortement déconseillé. <br> Les observations interférométriques CO ne nous donne pas seulement une courbe de rotation à haute résolution, elles peuvent permettre de mesurer des mouvements non circulaires, de "streaming", qui peuvent être dus à des bras spiraux, si ceux-ci sont persistants. Aucun signe de mouvement de "streaming" n'a été trouvé, puisque les mouvements non circulaires sont 5 à 10 fois plus faibles que dans la galaxie "grand design" M 51. L'émission de la raie de H2S(1-0) n'a pas été détectée, indiquant une absence de chocs violents. Nous avons mis en évidence une différence structurale majeure entre NGC 4414 et M 51 (et d'autres galaxies du même type) en dépit d'une luminosité, d'une masse de gaz et d'un taux de formation d'étoiles semblables. Le contraste bras-interbras est plus faible dans NGC 4414, comme attendu, mais celui-ci augmente fortement en fonction du rayon dans M 51, alors qu'il reste constant dans NGC 4414. J'aboutis à la conclusion qu'il n'y a pas de structure spirale persistante dans NGC 4414.

Le Milieu Interstellaire (ou MIS) joue un rôle fondamental en astrophysique, étant le point de jonction entre les échelles stellaires et galactiques. L'étude du MIS des galaxies va entrer dans une phase de grand progrès technologique, surtout relativement à sa composante moléculaire. Aujourd'hui les télescopes millimétriques à antenne unique et les interféromètres peuvent résoudre avec une résolution spatiale raisonable (<10'') les (sous)structures des nuages moléculaires présents dans les galaxies. Le futur immédiat, grâce à la construction de nouveaux instruments-essentiellement ALMA-sera caractérisé par une révolution dans le champ de l'astronomie millimétrique. Cette thèse de doctorat est dédiée à un des principaux sujets qu'ALMA pourra approfondir, le gaz moléculaire dans les galaxies extérieures, avec l'objectif d'être bien préparé à l'arrivée de ce instrument. Cette thèse étudie la physique de l'excitation collisionnelle à petite échelle, les propriétés de fragmentation, la distribution, et la cinématique du gaz moléculaire en deux galaxies proches (Messier 81 et NGC 3147) avec des observations obtenues soit avec un instrument millimétrique à antenne unique, soit avec un interféromètre. En complément à ces deux études détaillées du gaz moléculaire dans des galaxies spécifiques, cette thèse présente aussi un travail statistique et son interprétation sur les relations existantes entre les différentes composantes du MIS, obtenu en analysant un échantillon de galaxies de tout type morphologique, activité nucléaire, et type d'interaction.

Le Herschel Reference Survey (Boselli et al. 2010b) est un programme clé à temps garanti conçu pour étudier les propriétés physiques du milieu interstellaire (MIS) de 323 galaxies proches, dotées de données multi-fréquences. Cet échantillon sélectionné en bande K et limité en volume est composé de galaxies couvrant tous les types de morphologies (des elliptiques aux galaxies spirales) et tous les types d'environnement (des galaxies de champs aux galaxies du centre de l'amas de la Vierge). Mon travail de thèe consiste à effectuer une photométrie submillimétrique précise de ces 323 galaxies, et de conduire une analyse statistique des propri'et'es du MIS de ces galaxies proches bas'ee sur leur distribution spectrale d'énergie. Dans ce but, j'ai utilisé les modèles de Draine & Li (2007) que j'ai ajusté aux données. Les paramètres de sorties de ces modèles sont l'intensité du champ de radiation, l'abondance des PAH, la contribution des régions de photo-dissociation dans le chau ffage de la poussière, et la masse de poussière. J'étudie les relations entre ces paramètres de sorties et les propriétés physiques telles que la masse stellaire, le taux de formation stellaire spécifique, la métallicité ou encore le type morphologique. Je vais présenter les études préliminaires liées à ces relations, entrainant une meilleur compréhension des processus en jeu dans le MIS, et procurer de nouveaux modèles infrarouges et submillimétriques paramétrés par les quantités physiques que je viens de citer. Ces modèles, calibrés sur les galaxies proches, seront déterminant pour l'étude des propriétés du MIS des galaxies à haut redshifts.

La variété de galaxies dans le Groupe Local rend possible l'étude du milieu interstellaire et de la formation d'étoiles dans des conditions différentes de celles trouvées dans la Voie Lactée, tout en conservant une grande résolution spatiale grâce à leur proximité. J'ai étudié le milieu interstellaire de deux galaxies du Groupe Local, M33 et NGC6822, dont les métallicités sont inférieures d'un facteur 2 à 3 à celle du soleil et qui sont respectivement dix fois et cent fois moins lumineuses que la Voie Lactée. Nos observations de la transition J = 2 → 1 du mo- noxyde de carbone, avec une résolution suffisante pour résoudre les nuages moléculaires géants, fournissent la première carte du milieu moléculaire de NGC6822 et la cartographie de M33 avec la meilleure combinaison de résolution et de sensibilité. Je présente également une cartographie haute résolution du milieu atomique de M33 à partir d'une mosaïque intérférométrique dans la raie à 21 cm de l'ensemble du disque de la galaxie. Combinées avec des données allant de l'ultra- violet à l'infrarouge lointain, ces observations permettent l'étude du milieu interstellaire et de la formation d'étoiles à des échelles allant du nuage individuel à la galaxie dans son ensemble. Ces deux objets, chimiquement jeunes, semblent convertir l'hydrogène moléculaire en étoiles plus rapidement que les grandes galaxies spirales comme la Voie Lactée. Est-ce à rapprocher du taux élevé de formation d'étoiles dans les galaxies de l'univers plus jeune (z ≃ 0.5 − 1), également riches en gaz et bleues comme M33 et NGC6822 ? Un soin particulier a été apporté pour tenter de mesurer la masse de dihydrogène, difficile dans ce type d'objet, à l'échelle de la galaxie ainsi qu'à l'échelle du nuage. Une méthode d'identification automatique et de mesure des propriétés physiques des nuages moléculaires géants a permis d'obtenir, dans le cas de M33, le plus grand catalogue de nuage moléculaires dans une galaxie extérieure. Dans M33, la fraction de petits nuages augmente significativement avec le rayon galactocentrique. Au moins un sixième des nuages moléculaires géants ne sont pas associés à de la formation stellaire (détectée) et ces nuages ont des brillance en CO plus faible, ce qui montre l'importance du chauffage du gaz par les étoiles jeunes.

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.