Ma thèse porte sur l'étude de l'évolution des poussières interstellaires dans les régions dominées par le rayonnement. J'ai utilisé les données IRS (Infrared Spectrograph) du télescope spatiale Spitzer, qui font partie du programme SPECPDR pour l'étude des très petites particules et de la chimie dans les régions de photodissociation (PDRs de l'anglais PhotoDissociation Regions). J'ai participé à la réduction et l'étalonnage photométrique de ces données et développé un modèle pour leur interprétation. J'ai notamment mis à jour le modèle d'émission des poussières de Désert et al. (1990) et développé un modèle de transfert de rayonnement. J'ai détecté la présence d'émetteurs des bandes aromatiques infrarouges (AIBs de l'anglais Aromatic Infrared Bands) dans le gaz ionisé à l'avant de la Tête de Cheval. Leur survie pourrait être due au champ de rayonnement relativement peu dur et peu intense. La forme du spectre des AIBs peut être expliquée par la présence notable d'émetteurs neutres. J'ai modélisé les PDRs de la Tête de Cheval et de NGC2023 nord respectivement en géométrie plan-parallèle et sphérique. J'ai ainsi pu mettre en évidence que le rapport d'abondance PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons, émetteurs des AIBs)/VSG(very small grains, émetteurs du continuum) est environ 2 fois moins élevé dans la Tête de Cheval que dans les Cirrus. Ce rapport PAH/VSG est égale à celui des Cirrus dans les parties externes et diffuses de NGC2023 et devient 5 fois plus faible dans les parties internes et denses de la PDR. J'ai également conclu que les très petites particules semblent évoluer surtout dans les PDRs et peu dans le milieu diffus. J'ai proposé plusieurs processus physiques pouvant expliquer les variations observées dans ces PDRs.

Cette thèse est consacrée à la caractérisation du milieu interstellaire (MIS) dans le Petit Nuage de Magellan (SMC). Cette galaxie, modèle proche des galaxies aux premiers stades d'évolution, a une faible métallicité et un fort taux de formation d'étoiles.<br /><br />Mes travaux sont consacrés en particulier à la définition des propriétés des poussières, du milieu diffus aux régions de formation stellaire du SMC. L'analyse et la modélisation de l'émission infrarouge dans ces environnements montre que (1) les grains sont globalement détruits dans le milieu diffus; (2) la destruction des PAHs ne serait pas systématique dans le MIS de faible métallicité.<br /><br />La seconde partie est dédiée à l'étude de l'émission millimétrique des poussières comme traceur du gaz moléculaire dans les nuages denses. La comparaison de ce traceur avec l'émission CO indique une dépendance linéaire avec la métallicité du facteur de conversion CO-vers-H$_2$. D'autre part, les masses de nuages moléculaires locaux déduites de ce traceur sont compatibles avec celles obtenues à partir des observations CO. Cependant, dans le SMC on observe un excès systématique par rapport aux masses virielles. L'ajout d'un champ magnétique comme support partiel de ces nuages permet d'expliquer l'excès observé.<br /><br />L'ensemble de mes travaux met en évidence une évolution du rapport gaz-sur-poussières dans le SMC. Dans le milieu diffus, les grains sont détruits par les nombreuses explosions de supernovae. Les éléments lourds réaccrètent sur les grains dans les régions plus denses.<br /><br />Ces études se placent comme cas scientifiques d'utilisation de l'Observatoire Virtuel (OV). Dans ce cadre, j'ai construit une base de données sur les nuages de Magellan, prototype des bases de données d'équipe de l'OV. De plus, la formalisation des étapes de traitement et d'analyse effectuées me permet de spécifier les développement nécéssaires à l'inclusion des objets étendus dans l'OV et de proposer des outils génériques.

L'observation et l'étude des nuages moléculaires du milieu interstellaire nécessitent la connaissance <br />de données physiques fondamentales qui permettront d'avoir accès aux caractéristiques physiques de ce milieu, notamment les températures et les densités.<br />Ces régions ne sont généralement pas à l'équilibre thermodynamique et la détermination des populations des niveaux rotationnels, qui sont liées aux caractéristiques physiques du milieu, nécessite la connaissance des taux de tous les processus de peuplement radiatifs et collisionnels. De nombreux travaux ont été réalisés sur les coefficients d'Einstein et les taux de collisions d'un certain nombre de molécules. Pour les processus collisionnels, les perturbateurs principaux du milieu interstellaire sont H2, H et He.<br />De nouveaux instruments, permettant d'obtenir des résolutions spatiales et spectrales excellentes, verront bientôt le jour. Il s'agit de l'observatoire spatiale HERSCHEL et du futur interféromètre millimètrique ALMA. L'interprétation des futures observations réalisées grâce à ces instruments nécessite de connaître avec suffisamment de précision les taux de collision des molécules, voire de déterminer pour la première fois ces taux.<br />L'ammoniac NH3 étant un des principaux outils d'étude du milieu interstellaire moléculaire, nous nous sommes intéressés à la détermination des taux de collision avec He et H2 de cette molécule. Nous avons bénéficié de l'existence de surfaces de potentiel intermoléculaire récentes et plus précises qu'auparavant pour les systèmes NH3-He et NH3-H2. A l'aide du code de collision moléculaire MOLSCAT, nous avons pu déterminer les sections efficaces intégrales de collision de ces systèmes. De ces sections efficaces, il est possible d'en déduire les taux de collision des systèmes étudiés. <br />Les isotopomères deutérés de l'ammoniac NH2D, ND2H et ND3 ont, tous les trois, été détectés dans le milieu moléculaire. Cette découverte a eu lieu récemment pour les deux derniers (2000 et 2003). Jusqu'à aujourdh'ui, aucune valeur de taux de collision avec He de ces espèces deutérées n'avait été calculée. Les espèces deutérées ayant un grand intérêt dans l'étude de la chimie interstellaire et de son évolution, nous avons déterminé les premiers taux de collision de ces espèces avec l'hélium et avons ainsi publié les premiers résultats sur ce sujet.

Cette thèse est consacrée à l'observation multi-longueurs d'onde et à la modélisation des poussières, dans les galaxies naines locales de faible métallicité. Les principales motivations d'un tel projet sont : (i) l'étude des propriétés des poussières - composition, distribution de taille, etc. - dans des milieux interstellaires de métallicité non solaire ; (ii) l'étude de distributions spectrales d'énergie globales de galaxies naines qui, de par leur précocité chimique, présentent des analogies avec les galaxies primordiales que l'on ne peut pas observer ; et (iii) l'obtention d'informations sur l'évolution chimique de ces galaxies, par l'intermédiaire du rapport gaz-sur-poussière.<br /><br />Je commence par une étude détaillée des spectres de ces galaxies, en infrarouge moyen, obtenus avec ISO. Les principales caractéristiques spectrales que nous dégageons sont : (i) la faiblesse de l'émission par les bandes aromatiques, par rapport à ce qui est observé dans les galaxies à flambée de formation d'étoiles de métallicité normale ; (ii) la similarité avec les spectres de régions HII Galactiques - un continuum raide de très petits grains et des raies ioniques proéminentes. Ensuite, nous étudions les spectres d'un échantillon d'objets très variés - galaxies spirales, à flambée de formation d'étoiles, naines et régions HII - afin de construire un diagramme de rapports de bandes. Les corrélations entre les rapports 6.2/11.3, 7.7/11.3 et 8.6/11.3 sont, pour la première fois<br />établies sur un échantillon aussi diversifié. Elles montrent que les galaxies naines occupent une région particulière de ce diagramme, différente de celle occupée par les régions HII Galactiques, suggérant une différence de structure des PAHs - ionisation, hydrogénation, taille, etc.<br /><br />La deuxième étape de ce projet est la modélisation de distributions spectrales d'énergie de quatre galaxies naines (He 2-10, II Zw 40, NGC 1140, NGC 1569), de l'ultraviolet au millimétrique. J'ai, pour cela, ajouter à nos propres observations, des données de la littérature. La modélisation se fait de manière cohérente en utilisant des contraintes sur l'émission des poussières, sur le rayonnement stellaire et sur les raies du gaz ionisé. Nous synthétisons les distributions spectrales d'énergie de ces galaxies, ainsi que les courbes d'extinction correspondantes. Les propriétés que nous sommes capables de dégager sont que : (i) l'émission est dominée par des grains de petite taille (3-4 nm) chauffés stochastiquement ; (ii) la courbe d'extinction synthétisée présente des analogies avec celle des nuages de Magellan, au niveau de sa pente, et l'intensité de la bande à 2175 angströms est plus faible dans trois galaxies sur quatre ; (iii) toutes nos distributions spectrales d'énergie ont un excès d'émission submillimétrique que nous attribuons à une composante de poussière très froide, enfouie dans des cœurs denses, contenant une fraction importante de la masse totale de poussière.<br /><br />Ce manuscrit contient, par ailleurs : (i) une présentation des motivations de l'étude des distributions spectrales d'énergie de galaxies ; (ii) une description générale de la manière dont les propriétés optiques des poussières sont modélisées ; (iii) une description détaillée de la réduction des données ISOCAM ; et (iv) une description détaillée de l'observation et de la réduction des données, avec les caméras de bolomètres submillimétriques, SCUBA et MAMBO.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

Thesis (doctoral)--Rijksuniversiteit Groningen, 1992. / Summary in Dutch. Includes bibliographical references.

Thèse (Ph. D.)--Université Laval, 2004. / Titre de l'écran-titre (visionné le 29 mars 2005). "Doctorat sur mesure en Mathématiques-Astrophysique", inscrit au Département de physique. Bibliogr.

Les comètes sont les vestiges de la "nébuleuse solaire", c'est-à-dire du disque proto-planétaire qui a engendré notre système solaire. Elles sont composées de glaces et de poussières contenant des matériaux et molécules organiques ainsi que des minéraux. La composition des comètes reflète au premier ordre celle des glaces interstellaires. Toutefois, cette filiation n'est pas avérée. Au cours de la période pré-accrétionelle, le matériau cométaire a potentiellement subi l'action de nombreux processus physiques (chauffage, irradiation UV et particulaire) qui ont nécessairement altéré sa structure et sa composition.L'objectif ce cette thèse est de mieux comprendre, grâce à des expériences de laboratoire, l'effet des processus de chauffage et d'irradiation ionique sur des analogues de matière cométaire (glaces et matériaux carbonés). Une partie de ces expériences porte sur l’évolution de la deutération des molécules organiques lors du réchauffement des glaces. Elles ont été menées à l’IPAG (Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble) et au PIIM (Laboratoire de Physique des Interactions Ioniques et Moléculaires) à Marseille. Elles démontrent qu'un équilibrage isotopique a lieu au cours de la cristallisation, sur des échelles de temps de l'ordre de l'heure à des températures supérieures à 120 K, pour les groupements chimiques capables de former des liaisons hydrogènes avec l'eau (groupements -OH et -NH2). Cet équilibrage efface ainsi le fractionnement initial de certaines molécules, ou certains groupements chimiques, dans la phase post-sublimation. Ce résultat permet en particulier d'expliquer la deutération sélective des isotopologues du méthanol dans les cœurs chauds des proto-étoiles.Un second volet de la thèse a porté sur l'étude de la formation de la matière organique réfractaire présente dans les astéroïdes et les comètes. Des expériences de chauffage et d’irradiation ont été menées à l'IPAG, au GANIL (Grand accélérateur national d’ions lourds) à Caen, et au CSNSM (Centre de Sciences Nucléaires et de Sciences de la Matière) à Orsay. Nous montrons qu'un chauffage au-delà de 400° C de précurseurs simples permet la formation de carbones désordonnés polyaromatiques dont la structure est proche de celle observée dans les objets primitifs du système solaire. Les effets de l’irradiation ionique sont plus difficiles à évaluer car ils dépendent du pouvoir d'arrêt des précurseurs cibles et des ions projectiles. Des contraintes sur les doses nucléaires maximales reçues par la matière primitive sont néanmoins déduites (D<14 eV/atome). In fine, ces simulations démontrent qu'un processus de chauffage apparaît comme beaucoup plus probable que les processus radiolytiques, mais une combinaison des deux ne peut pas être exclue.Enfin, cette thèse a bénéficié des premières données in situ de la mission spatiale européenne ROSETTA en orbite autour de la comète Churyumov-Gerasimenko (67P) de juillet 2014 à septembre 2016. L’analyse des données du spectro-imageur VIRTIS-M a permis de montrer qu’un matériau organique semi-volatile, contenant notamment des acides carboxyliques, est présent de manière quasi-homogène sur toute la surface de la comète 67P. / Comets are remnants of the "solar nebula", i.e. the protoplanetary disk from which our solar system formed. They are composed of ice and dust containing minerals and organic materials and molecules. The comets' composition reflects at the first order that of interstellar ices. However, this relationship has not been proven. During the pre-accretional phase, the comet material has potentially undergone the action of many physical processes (heat, UV and particule radiation) which have undoubtedly altered its structure and composition.This thesis objective is to better understand, through laboratory experiments, the effect of heating and ion irradiation processes on cometary matter analogues (ice and carbonaceous materials). Some of these experiments focuses on the evolution of the organic molecules deuteration during ice heating. They were conducted at the IPAG (Institute of Planetology and Astrophysics of Grenoble) and the PIIM (Physics Laboratory of Ionic and Molecular Interaction) in Marseille. They demonstrate that isotopic equilibration takes place during crystallization, on a timescale of an hour at temperatures above 120 K, for the chemical groups capable of forming hydrogen bonds with water (OH and NH2 chemical groups). Thus, this equilibration erases the initial fractionation of certain molecules or certain chemical groups, during the post-sublimation phase. This result explains in particular the selective deuteration of isotopologues methanol in protostars hot cores.A second part of the thesis focused on the study of the formation of refractory organic matter found in asteroids and comets. Heating and irradiation experiments were conducted at the IPAG, at the GANIL (Grand National Accelerator heavy ion) in Caen, and the CSNSM (Nuclear Sciences Centre and the Material Sciences) in Orsay. We show that heating simple precursors above 400° C allows the formation of disordered polyaromatic carbons whose structure is close to that observed in the primitive objetcs of the solar system. Ion irradiation effects are more difficult to assess because they depend on the stopping power of precursors target and projectile ions. Nevertheless, constraints on maximum nuclear doses received by primitive matter are deducted (D>14 eV/atom). Ultimately, these simulations demonstrate that heating processes appear to be much more likely than radiolytic processes, but a combination of the two can not be ruled out.

La structure du milieu interstellaire est très hétérogène dans notre Galaxie. Les observations, ainsi que les lois d'échelle, suggèrent que sa structure pourrait être fractale. Les plus petites structures de gaz ou clumps auraient un rayon de quelques unités astronomiques et une température de quelques kelvins, les rendant très difficilement détectables. Ces nuages de gaz moléculaires froids et denses peuvent donc être des candidats peu lumineux à une matière noire baryonique.L'objectif de cette thèse est de trouver des indices observationnels de l'existence de ces sous-structures gazeuses. La méthodologie consiste à comparer les magnitudes apparentes d'étoiles à différents intervalles de temps et vers plusieurs directions dans la Galaxie; afin de détecter des variations photométriques temporelles compatibles avec un événement d'obscurcissement. En effet, si un nuage moléculaire se trouve en amont d'une étoile, celle-ci sera obscurcie ou occultée par les sous-structures composant le nuage moléculaire, pendant une certaine durée de temps (dépendant de la vitesse de chaque objet et du temps d'observation considéré). Dans un premier temps, nous avons effectué un traitement photométrique complet pour chercher de tels événements dans l'amas globulaire NGC 4833 en comparant des observations photométriques séparées de six mois. Cet amas fut observé par D. Puy et D. Pfenniger en janvier et juillet 2006. Puis, nous avons utilisé des observations de plusieurs amas globulaires observés par le télescope Hubble, dont la photométrie est connue et rendue publique.Finalement, nous avons développé des méthodes d'apprentissage automatique afin de détecter des événements d'obscurcissement dans le Sloan Digital Sky Survey, Stripe 82.Aucun événement d’obscurcissement d'étoiles n'a pu être détecté ni dans la direction des amas globulaires considérés ni dans la région de Stripe 82. Néanmoins, des simulations d'un nuage fractal ont été réalisées pour estimer la probabilité d’occurrence du phénomène d'obscurcissement d'étoiles. Elles montrent que l’événement est extrêmement rare, ce qui permet d'émettre une nouvelle stratégie d'observation pour augmenter les chances de détecter de tels événements. De plus, les méthodes d'apprentissage automatique utilisées pour cette étude sont appliquées à d'autres objets variables tel que les quasars, très nombreux dans Stripe 82, et peuvent être utilisées pour d'autres objets variables tels que les supernovae. / The scaling laws and the very appearance of the interstellar medium suggest that this medium might have a fractal structure. The smallest structure of gas called clumps might have a radius about few astronomical units and a very low temperature of few kelvins, making them very difficult to detect. That is why, cold, dense, molecular clouds could be ideal candidates for baryonic dark matter. Because of their low temperature, they do not radiate, and seem to be dark.The aim of this thesis is to highlight observational clues on the existence of clumps by comparing apparent magnitudes of stars at different times, and towards different directions in the Galaxy. If a molecular fractal cloud lies behind a star, it will be obscured or occulted within a certain time (depending on the velocity of each object and on observational time). Therefore the goal of this thesis is to detect magnitude-time variations of stars compatible with an obscuration event.First, we did a complete photometric data reduction of observations of a globular cluster, NGC 4833, carried out by D. Puy and D. Pfenniger in January and July 2006. We wanted to detect obscuration events of stars in NGC 4833, in a six-month period. Then, we used public data of several globular clusters observed by the Hubble Space telescope.Finally, we developed machine learning methods to detect obscuration events in the Sloan Digital Sky Survey, Stripe 82.No obscuration events were detected either in several globular clusters, or in the Stripe 82 survey. However, we performed simulations of a fractal cloud to estimate probabilities of obscuration events. They show that such events are very rare, allowing us to develop a new observational strategy for increasing the probability of detecting obscuration events. Moreover, machine learning methods used in this study are applied to other variable objects, such as quasars which are numerous inside Stripe 82 survey, and could be used to other variables objects such as supernovae for example.

Bien que les grains de poussières représentent 1% du milieu interstellaire en masse, leur étude est essentielle pour comprendre le contenu et la structure des nuages interstellaires. Les grains de poussière, après avoir quitté leurs lieux de formation, se dispersent dans le milieu diffus avant d’être rassemblés lors de la formation des nuages moléculaires denses. C’est lors de cette étape qu’ils grossissent, notamment par coagulation, et acquièrent des manteaux de glaces. Ces changements morphologiques modifient également leurs propriétés optiques (absorption, diffusion et émission). Cependant, leur composition comme leur taille et leur forme restent difficiles à déterminer à partir des observations et constituent un problème hautement dégénéré. L’utilisation des longueurs d’onde en émission n’est pas suffisante pour lever cette dégénérescence dans les cœurs denses, lieu de formation des futures étoiles et planètes. En revanche la diffusion peut dominer l’absorption à 3.6 et 4.5 μm, ce phénomène appelé coreshine, est particulièrement utile pour sonder les parties les plus denses des nuages. La présence de coreshine dans plus d’une centaine de nuages de notre Galaxie permet d’éliminer bon nombre de modèles de poussières. La modélisation multi–longueurs d’onde en 3 dimensions est une approche nécessaire pour caractériser la balance entre l’absorption du rayonnement et sa diffusion. Alors que la plupart des travaux se concentrent sur l’absorption et la réémission du rayonnement, la diffusion, souvent délaissée, permet d’apporter une vision complète du transfert de rayonnement dans les nuages denses. / Even though dust grains contribute only to 1% of the interstellar medium mass, their study is crucial to understand both the structure and content of interstellar clouds. Dust grains leave their birth places, spread out into the diffuse medium before being gathered together again when dense molecular clouds form. During this last stage, they grow, by coagulation especially, and they acquire ice mantles composed mainly of water. These morphological changes also modify their optical properties (absorption, scattering, and emission). However, it remains a highly degenerate issue to determine their composition, size, and shape from observations. In particular, I will highlight that using wavelengths associated to dust emission is not sufficient to investigate the dense cores, where stars and planets will form. I will show that scattering can dominate the absorption at 3.6 and 4.5 μm, and that this phenomenon called coreshine is a powerful tool to investigate the densest parts of molecular clouds. The coreshine detection in more than one hundred clouds of our Galaxy allows us to eliminate a large number of dust models. Multi–wavelength 3D modeling is mandatory to characterize the balance between the absorption and the scattering of the radiation field. While most of the work about dust focus on absorption and re–emission of the radiation, I will present how scattering, often neglected, brings a complete picture of the radiative transfer inside dense clouds.