Les observations de la phase moléculaire du milieu interstellaire révèlent une structure complexe, tant en vitesse qu'en densité, hiérarchisée sur plus de quatre ordres de grandeur. La compréhension des phénomènes à l'origine de cette structuration, amenant aux premiers stades de la formation stellaire, appelle une description adéquate de champs auxquels l'observateur n'a pas accès directement. Il est donc nécessaire de comprendre la chaine des processus physiques, observationnels et instrumentaux aboutissant aux quantités effectivement mesurées. Ce problème est ici abordé en trois points. Les structures observées sont le résultat d'une projection complexe des champs tridimensionnels sur un espace hybride position-position-vitesse, dont on peut tirer des cartes bidimensionnelles d'intensité intégrée et de centroïdes de vitesse. Nous démontrons le lien qui existe entre les propriétés statistiques de ces cartes et celles des champs d'origine. En particulier, nous montrons que l'indice spectral de la carte des centroïdes est égal à celui du champ de vitesse, dans l'approximation des faibles fluctuations de densité, qui est discutée numériquement. D'autre part, le filtrage spatial imposé par les observations interférométriques dégrade les distributions de brillance projetées sur le plan du ciel. Dans le cadre de l'évaluation des performances du futur réseau ALMA, et à l'aide d'un simulateur instrumental, nous montrons que le spectre de puissance est, parmi les différents outils de caractérisation des structures, celui qui permettra le mieux de remonter aux statistiques des distributions de brillance à partir des données. Nous introduisons en outre une méthode nouvelle et prometteuse, tant en termes d'analyse que de traitement, fondée sur les incréments des phases des composantes de Fourier. Enfin, la question de la formation des raies interstellaires est abordée dans le cadre d'un formalisme de transfert radiatif stochastique unidimensionnel. Sur cette base préexistante, nous introduisons le cas d'un champ de vitesse corrélé au champ de densité par une relation polytropique, et nous en déduisons une équation de transfert généralisée. Nous montrons également que la distribution des vitesses le long de la ligne de visée n'est pas gaussienne, contrairement au cas sans corrélation, ce qui indique que l'interprétation des profils de raie doit tenir compte de cet effet.

Nous tentons dans cette thèse d?interpréter les Extreme Scattering Events (ESE?s) par la turbulence naturelle du milieu interstellaire (MIS) ionisé. Il est bien connu que les inhomogénéités du MIS ionisé suivent un spectre de puissance de Kolmogorov. Dans l?approximation de l?écran mince, on montre d?abord en optique géométrique qu?on peut produire le phénomène d?ESE. On effectue ensuite le calcul dans le cadre de la diffraction de Fresnel. On obtient des ?pseudo?-ESEs qui ne sont pas très profonds et n?apparaissent pas au même moment aux trois fréquences simulées comme dans le cas des observations du pulsar B1937+21 au radiotélescope de Nançay. On montre par contre que les paramètres obtenus de la scintillation simulée sont en très bon accord avec les observations et la théorie. Cette étude conduite sur un ?ALPHA server? est une première étape nécessaire et importante dans l?étude de la scintillation interstellaire.

L'oxygene est l'un des elements les plus abondants dans le milieu interstellaire. Il est par consequent primordial de chercher a comprendre sa chimie et sous quelle forme il se trouve dans les differentes phases de ce milieu. Les contraintes imposees par les observations SWAS et ISO representent un defi pour les theoriciens car elles mettent en defaut les modeles etablis jusqu'a ce jour. Sous quelles formes se trouvent l'oxygene dans les nuages moleculaires et quelles sont les principales especes porteuses d'oxygene responsables du refroidissement? L'oxygene atomique est l'un des principaux agents de refroidissement du milieu interstellaire a travers ses transitions fondamentales dans l'infrarouge. Je presenterai dans un premier temps les outils utilises au cours de mon travail de recherche et particulierement l'instrument ISO/LWS utilise pour les observations de l'oxygene atomique. J'introduirai alors les observations obtenues en direction de complexes de formations d'etoiles (regions HII) lointaines dans notre Galaxie. Le rayonnement ultraviolet lointain des etoiles massives illumine et photo-dissocie la matiere environnante en creant une region de photo-dissociation (PDR). Les raies infrarouges emises par le gaz dans ces regions ([OI] 63 microns, [OI] 145 microns et [CII] 158 microns) dominent le refroidissement dans le milieu interstellaire. L'absorption du rayonnement continu intense emit par ces regions sur la ligne de visee va permettre de tracer les nuages moleculaires presents dans les bras spiraux de la Galaxie. Je presenterai le travail de modelisation des spectres infrarouges en direction de deux PDRs spectaculaires W49N et Sagittarius B2 afin de caracteriser a la fois la PDR emettrice et les nuages moleculaires presents sur la ligne de visee. Une des conclusions de ce travail, en desaccord avec les modeles theoriques, implique que la majeure partie de l'oxygene en phase gazeuse dans les nuages moleculaires se trouve sous forme atomique. Ces observations sont en accord avec celles du satellite SWAS qui montrent que l'abondance du dioxygene (O2) est beaucoup plus faible que celle predite par les modeles. Ces resultats devraient permettre de mieux contraindre les futurs modeles theoriques. Ce travail a permis de mettre en evidence le caractere spectaculaire du complexe de formation d'etoiles W49N qui apparait comme l'une des regions HII les plus lumineuses de la Galaxie. Cette region est tres jeune et les proto-etoiles massives recemment formees et enfouies dans leur cocon n'ont pas eu le temps de disperser les nuages moleculaires environnants.

Cette thèse a pour cadre général la modélisation et l'étude des systèmes dynamiques étendus. Nous nous sommes plus particulièrement intéressés aux systèmes possédant une longueur naturelle de discrétisation. Les modèles ainsi obtenus offrent la possibilité de tenir compte de processus trop coûteux numériquement dans des modèles continus. Nous avons considéré deux applications : les nuages moléculaires opaques et la transition vers la turbulence par intermittence spatio-temporelle. Les modèles détaillés de nuages moléculaires ont montré que dans ces régions il n'y a pas de processus dominant. Une description réaliste doit inclure une chimie comprenant une centaine d'espèces au sein d'un fluide turbulent dont le bilan thermique local nécessite la résolution des équations du transfert radiatif. Nous avons développé un modèle minimal, de type ``réseau d'itérations couplées'', en nous plaçant à un niveau phénoménologique. L'étude de ce modèle a montré qu'il est indispensable de prendre en compte ces trois aspects pour décrire les processus contrôlant globalement l'évolution de ces systèmes. En 1986, Y. Pomeau prédit l'existence d'un scénario spécifique et ``universel'' de transition vers la turbulence par intermittence spatio-temporelle. Nous avons étudié le rôle des structures propagatives couramment observées dans les simulations numériques et les expériences, qui peuvent a priori limiter la validité de l'équivalence entre systèmes stochastiques et déterministes. Nous avons montré à partir d'un modèle minimal d'intermittence spatio-temporelle, que ces structures propagatives jouent en effet un rôle actif dans l'apparition du régime turbulent spécifique.

Observations millimétriques de l'émission continue intégrée du plan galactique avec l'expérience Emilie

Une des découvertes majeures faites par l'astronomie infrarouge est la présence de molécules polycycliques aromatiques hydrogénées (PAH) dans les milieux interstellaires et circumstellaires. Ces macromolécules jouent un rôle essentiel dans la physique et chimie du milieu interstellaire (MIS). Cependant aucune espèce individuelle n'a pu être identifiée jusqu'à présent malgré de nombreuses études observationnelles, des travaux de modélisation et des expériences dédiées en laboratoire. Progresser dans cette identification nécessite de caractériser la nature de ces PAH qui est conditionnée par les processus de formation et d'évolution par photodissociation UV et réactivité chimique. Il s'agit ensuite d'obtenir des signatures spectroscopiques spécifiques. Ces sujets sont abordés expérimentalement dans ce travail en utilisant l'expérience PIRENEA dédiée à l'étude de la physico-chimie interstellaire. Dans la première partie de cette thèse, j'ai mesuré la photodissociation de ces espèces isolées dans le piège à ions de PIRENEA. L'objectif scientifique de cette étude est d'apporter des informations sur le processus de destruction des PAH par irradiation UV-visible et d'évaluer leur contribution à la formation de petits hydrocarbures et d'agrégats carbonés dans le MIS. Un inventaire des espèces produites par photodissociation a été fait pour chacune des molécules considérées et les principales voies de dissociation ont été identifiées. Dans la deuxième partie du travail, je présenterai une étude sur la spectroscopie visible de différents cations PAH et dérivés déshydrogénés réalisée par dissociation multiphotonique. Les résultats expérimentaux ont été comparés à des spectres théoriques obtenus avec un modèle de la théorie de la fonctionnelle de la densité et à des données spectroscopiques mesurées en matrices de gaz rare. Un modèle décrivant la photophysique des ions a été utilisé pour déterminer les sections efficaces d'absorption de certaines espèces étudiées. Ces données peuvent être utiles pour la pré-sélection de candidats aux bandes diffuses interstellaires, bandes qui sont observées en absorption dans le MIS depuis près d'un siècle et qui restent non identifiées.

En Astrophysique, la compréhension du processus de formation d'étoiles reste l'une des principales questions. Elle est directement reliée à l'évolution du gaz interstellaire dans les galaxies, et en particulier aux processus de refroidissement et de condensation pour lesquels la turbulence et l'instabilité thermique jouent un rôle dominant. Ce travail se concentre sur l'évolution du gaz atomique et diffus qui fournit les conditions initiales à la formation des nuages moléculaires et se base sur une comparaison étroite entre observations à 21 cm et simulations numériques hydrodynamiques. Pour comprendre les rôles de l'instabilité thermique et de la turbulence dans la transition du gaz chaud (WNM, T ~ 8000 K, n = 0.5 cm-³) vers le gaz froid (CNM, T ~ 80 K, n = 50 cm-³), j'ai produit 90 simulations à basse résolution qui ont permis d'étudier l'influence de la densité initiale du WNM et de la compressibilité du forçage de la turbulence sur l'efficacité de la production de CNM. Un résultat important permet de conclure que le gaz chaud, dans les conditions de turbulence caractéristiques de ce qui est observé, ne transite pas vers le gaz froid quelque soit l'amplitude de la turbulence. Ces simulations à basse résolution ont aussi permis de déterminer quelles conditions initiales permettent de reproduire les propriétés déduites des observations telles que le nombre de Mach, la quantité de CNM en masse ou la dispersion de vitesse turbulente. Un processus de compression, que l'on peut reproduire soit en augmentant la densité initiale du WNM (n ≥ 1.5 cm-³) soit en appliquant un champ de forçage compressif, est nécessaire. Ces conditions initiales ont ensuite été utilisées pour produire deux simulations à haute résolution (1024³) pour lesquelles j'ai montré que les propriétés de la turbulence et de l'instabilité du milieu atomique neutre sont bien reproduites. Les histogrammes de température portent en effet la trace d'un milieu biphasique et les distributions de pression sont semblables aux observations. D'autre part, les spectres de puissance de la densité sont caractéristiques d'un milieu fortement contrasté alors que ceux de la vitesse restent caractéristiques d'une turbulence subsonique. Finalement, les structures froides de ces deux simulations reproduisent les relations masse-échelle et dispersion de vitesse-échelle observées dans les nuages moléculaires, suggérant que la structure des nuages moléculaires pourrait être héritée de celle des nuages de HI à partir desquels ils se sont formés. Le dernier aspect de mon travail est relié à la difficulté rencontrée lors de l'interprétation des données qui n'est possible qu'à partir de grandeurs projetées en deux dimensions. J'ai donc comparé en détails les deux simulations à haute résolution à des observations de cirrus en créant des observations artificielles à 21 cm. Les spectres d'émission et les cartes de densité de colonne ainsi produits sont semblables aux observations. De plus, les simulations donnant accès à l'information en trois dimensions, j'ai étudié les effets de l'auto-absorption dans la création de cartes de densité de colonne à partir de spectres de température de brillance. J'ai conclu de cette étude que l'auto-absorption ne peut être négligée mais qu'elle ne concerne que les lignes de visée les plus brillantes et les plus denses et que la correction habituellement appliquée sur les observations est efficace. Finalement, j'ai appliqué une méthode de décomposition en gaussiennes sur les spectres synthétiques. Cette méthode a pour objectif d'étudier les propriétés de chacune des deux phases thermiques du HI. Les résultats montrent qu'elle est prometteuse pour l'analyse des données de spectro-imagerie à 21 cm, bien que nécessitant des améliorations. Elle permet en effet de bien séparer les phases chaude et froide du milieu atomique et d'en déduire la distribution massique de chacune d'elles.

Mon travail de thèse concerne l'étude de la matière interstellaire, notamment l'émission submillimétrique des grains de poussière mais aussi l'évolution de leurs propriétés, des milieux diffus vers les milieux denses, aussi bien dans notre Galaxie que dans le Grand Nuage de Magellan.<br /> J'ai participé au développement d'un modèle d'émission submillimétrique des poussières, et j'ai ajusté ses paramètres de manière à ce qu'il soit capable de reproduire les faits observationnels. Ce modèle prend en compte la nature amorphe des grains. Il considère une distribution désordonnée de charges à l'échelle macroscopique, et une distribution de systèmes à deux niveaux à l'échelle microscopique.<br /> J'ai comparé l'émissivité des grains dans des régions atomiques (HI) et moléculaires (CO) de notre Galaxie. J'ai montré que la pente et le niveau des émissivités des grains augmentent notablement dans la majorité des régions denses de notre Galaxie, dans la gamme 100-550 Μm. Les conclusions de ce travail confortent l'idée de coagulation des grains.<br />Enfin, je me suis concentrée sur l'étude de la poussière dans le Grand Nuage de Magellan (LMC). J'ai pu mettre en évidence pour la première fois une sous-abondance de la poussière dans le LMC. De plus mes résultats montrent que les variations spatiales des différentes compositions de la poussière et du champ de rayonnement à travers cette galaxie, sont gouvernées par l'activité de formation stellaire, présente et passée. Pour finir je me suis interrogée sur les interprétations possibles concernant les différences observées entre les phases atomiques et moléculaires du LMC.

L'atténuation de la lumière par la poussière interstellaire limite la vue que nous avons sur notre propre Galaxie, la Voie Lactée. Cette thèse porte sur la cartographie de l'extinction interstellaire en trois dimensions, et l'utilisation des cartes résultantes pour contraindre la structure de la Galaxie. La méthode pour déterminer l'extinction en trois dimensions utilise la différence de couleur entre les étoiles observées et les étoiles issues du modèle de synthèse de populations d'étoiles, développé à Besançon. Cette méthode a été appliquée à des dizaines de milliers de lignes de visée pour créer une carte tridimensionnelle de la distribution de poussière dans la Voie Lactée. Cette carte a d'abord été utilisée pour déduire les paramètres du disque de poussière Galactique tels que son échelle de hauteur et son gauchissement. Aussi, une barre de poussière a été détectée au centre Galactique. Les distances de nuages denses ainsi que leurs masses peuvent être estimées à partir de la distribution de l'extinction vers ces derniers. Ceci a été fait pour des centaines d'IRDCs, les endroits encore mal connus de la formation d'étoiles massives. Finalement, une carte tridimensionnelle de l'émission de la poussière a été créée. Les régions où modèle et observations ne sont pas en accord nous fournissent des informations sur les propriétés des grains de poussière dans ces régions.

Ma thèse est dédiée aux propriétés et à l'évolution des poussières dans le milieu interstellaire (MIS) Galactique et en particulier aux plus petites tailles de la distribution des grains. Tout au long de ces trois années, de nouvelles observations infrarouges (IR) du télescope spatial Spitzer m'ont permis d'apporter ma propre contribution à la connaissance du cycle de vie des poussières. Afin d'en acquérir une vision la plus globale possible, j'ai étudié trois types d'environnements interstellaires différents : le milieu diffus Galactique, un nuage moléculaire et une région de formation d'étoiles.<br />J'ai analysé une ligne de visée qui pointe en direction du MIS diffus Galactique, en évitant les régions brillantes de formation d'étoiles. En combinant des données spectroscopiques et photométriques, j'ai construit un spectre Galactique moyen de l'émission de la poussière dans le proche et moyen IR, qui m'a ensuite servi de référence. Les bandes des hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAPs) sont visibles ainsi qu'un continuum. Afin d'interpréter les rapports<br />d'intensité des bandes en termes de taille et d'état d'ionisation des HAPs, j'ai mis à jour notre modèle de poussières, de telle sorte qu'il tienne compte de la dépendance de l'état d'ionisation des HAPs en fonction de leur taille. Le spectre du MIS diffus est ajusté pour une taille moyenne des HAPs de 60 atomes de carbone et pour une fraction de cation de 40%. Des HAPs de taille moléculaire et chargés sont donc présents dans le milieu diffus. Un continuum vers 3-5 μm, originellement détecté dans des nébuleuses par réflexion, est également présent dans l'émission du MIS diffus. Ce continuum explique 70% de l'émission dans le filtre Spitzer/IRAC à 3.6 μm. Son origine demeure inconnue. Je montre qu'il ne s'agit ni de lumière diffusée ni de fluorescence des HAPs puisque ce processus requiert une efficacité de conversion des photons supérieure à 100%.<br />J'ai utilisé les observations Spitzer pour quantifier les variations spatiales des propriétés des HAPs à travers la Galaxie et sur de petites échelles dans le nuage moléculaire du Taureau. L'analyse d'un échantillon de lignes de visée du MIS diffus Galactique montre que la taille moyenne des HAPs varie de manière signiffcative, de 40 à 80 atomes de carbone, tandis que leur fraction d'ionisation demeure constante dans les barres d'erreur. J'ai également analysé les images Spitzer du nuage moléculaire du Taureau dans l'IR moyen et lointain. Chaque composante de poussières (HAPs, TPGs pour Très Petits Grains et GGs pour Gros Grains) peut être associée à un canal Spitzer (IRAC 8, MIPS 24 et MIPS 160 μm). Une première difficulté était d'obtenir les images de l'émission diffuse de faible brillance pour le nuage complet. J'ai travaillé avec les spécialistes du Centre Spatial Spitzer (CSS) afin de produire les images IRAC 8 μm et MIPS 24 μm. Pour MIPS 160 μm, j'ai utilisé un algorithme d'inversion développé pour supprimer certains effets instrumentaux des données. J'ai validé la photométrie de ces images. Les observations montrent que les HAPs sont seulement présents au sein d'une couche en surface plus fine que celle pénétrée par les photons ultraviolets et que celle où émettent les TPGs. Ces variations ne peuvent être expliquées par un simple effet d'extinction et révèlent une réelle disparition des HAPs dans le gaz dense où les plus petites particules pourraient se coller sur les plus gros grains et/ou coaguler.<br />Pendant ma thèse, j'ai postulé à une bourse du CSS dans le but d'étudier la Nébuleuse de l'Aigle (M16), l'objet céleste qui m'a décidé à faire de l'astrophysique, il y a plus de dix ans, lorsque le télescope spatial Hubble a photographié les fameux Piliers de la Création. Ma candidature a été acceptée et j'ai passé six mois au sein de l'équipe scientifique MIPSGAL. Mon objectif était de combiner les données IRAC et MIPS de M16 afin d'analyser les propriétés des grains dans les structures de gaz et de poussières, tout en m'impliquant dans le traitement des données. L'image MIPS à 24 μm révèle une structure en forme de coquille à l'intérieur de la nébuleuse tandis que les piliers sont visibles aux autres longueurs d'onde. M16 est une région de formation d'étoiles massives où l'émission de la poussière est censée être alimentée par le rayonnement des étoiles massives. Cependant, nous montrons que le champ de rayonnement ultraviolet est un ordre de grandeur plus faible que celui requis pour expliquer la température de la poussière dans la coquille. À des fins comparatives, nous avons également analysé plusieurs autres coquilles Galactiques. La Nébuleuse de l'Aigle est particulière dans le sens où elle possède une température de couleur IR lointain inhabituellement élevée. Nous avons envisagé une interprétation selon laquelle la poussière est chauffée par les collisions avec le gaz. Cette interprétation implique que la coquille est un reste de supernova (RSN) d'environ 3000 ans. Si cela était confirmé, le RSN de l'Aigle serait le premier détecté grâce à l'émission de la poussière et au sein d'une pouponnière stellaire. De plus, cela illustrerait l'importance de l'émission infrarouge de la poussière dans l'étude énergétique des RSNs. Dernier point, et non des moindres, la question de la formation et/ou destruction des fameux Piliers de la Creation serait (ré)ouverte.