Le milieu interstellaire (MIS) des galaxies spirales joue un rôle primordial dans l'évolution des galaxies. Nous nous sommes attachés au cours de cette thèse à caractériser le lien existant entre le MIS dans les galaxies spirales et l'efficacité de la formation stellaire. Dans une première partie, nous étudions la morphologie du disque de gaz atomique de la galaxie spirale fortement inclinée NGC 2683, à l'aide d'un modèle de déprojection de cubes de données radio. Cette étude permet notamment de rendre compte de l'histoire d'accrétion de gaz dans ce système. Dans une seconde partie, nous nous intéressons aux conséquences de la compression du MIS qui peut avoir lieu dans des galaxies situées dans des environnements denses. Notre approche fait usage à la fois de données multilongueur d'onde de galaxies subissant la compression de leur MIS (avec notamment de nouvelles observations millimétriques), de simulations dynamiques de ces galaxies ainsi que d'un modèle analytique donnant accès à la physique aux petites échelles. Notre thèse montre la complémentarité de l'utilisation d'observations, de la modélisation de ces observations et de simulations dynamiques dans l'étude du MIS des galaxies spirales. / The interstellar medium (ISM) of spiral galaxies plays a key role in galaxy evolution. Throughout this thesis we characterized the link between the ISM of spiral galaxies and the star formation efficiency. In a first part, we studied the atomic gas distribution of the highly inclined spiral galaxy NGC 2683, with a deprojection model of radio data cubes. This study gives insight on the gas accretion history in this galaxy. In a second part of this work, we examined the compression effects of the ISM, which occurs in galaxies located in dense environment. Our approach makes use of both a multiwavelength data set of galaxies enduring ISM compression (including new millimeter observations), and dynamical simulations of these galaxies combined with an analytical model which gives access to small scale physics. Our thesis shows the complementarity of high quality observations together with modelisation of these observations and dynamical simulations in the study of the ISM in spiral galaxies.

Ma thèse s’est concentrée sur les conséquences qu’ont les choix de modélisation de l’émission de la poussière sur ses propriétés déduites dans les galaxies proches.Une première étude a montré que tous les modèles ne reproduisent pas des observations de deux galaxies proches de façon satisfaisante, bien que tous reproduisent l’émission IR de la Voie Lactée. Cela a aussi mis en évidence que la composition de la poussière est différente d’une galaxie à l’autre, et différente de celle de la Voie Lactée. Le choix de l’environnement des grains, à travers la description du champ de rayonnement qui chauffe ces grains, impacte significativement les résultats tels que la masse totale de poussières. Une deuxième étude s’est concentrée sur les biais systématiques dus à l‘emploi de lois empiriques de mélange pour décrire le chauffage de la poussière. J’ai montré que les masses déduites peuvent être sous- ou surestimées, bien que les ajustements aux données apparaissent raisonnables. Les résultats de cette thèse montrent alors qu’il est nécessaire de prendre en compte les choix de modélisation pour déterminer au mieux les propriétés des poussières dans les galaxies proches. / My thesis focused on the implications of dust emission modelisation choices on its derived properties in nearby galaxies. A first approach showed that all models do not fit observations of two nearby galaxies adequately and similarly, although they all managed to fit the Milky Way infrared emission. It also highlighted that the dust composition is not the same between those two galaxies, and also with that of the Milky Way. The choice of the dust grains environment, through the incident radiation field, can significantly impact results like the total dust masses. A second project investigated the systematics errors due to the empirical laws used to describe the radiation field that heats the dust grains. I showed that some parameters can be over- or underestimated, while showing good fits to the observations. These results show that it is important to take into consideration the choices made for modelisation in order to accurately determine dust properties in nearby galaxies.

L’hélium, deuxième élément le plus abondant de l’univers après l’hydrogène (He/H ~ 1/10), n’a étonnamment jamais été observé sous une autre forme que celle d'atomes neutres ou ionisés dans le milieu interstellaire (MIS). L’hélium étant un gaz noble peu réactif, sa non-observation au sein d’un édifice moléculaire neutre est compréhensible mais cela est plus surprenant pour des espèces chargées positivement comme HeH+, [HeH3]+ ou CHe2+. La première partie de cette thèse a pour but de proposer des raisons chimiques à cette non-observation à l’aide de calculs de chimie quantique de haut niveau (CASPT2) couplés à des calculs d’association radiative. Au vu des résultats sur les mécanismes de destruction de HeH+, nous suggérons une zone du MIS où il serait envisageable de le détecter.La seconde partie de ce travail porte sur la possibilité de détection de variations temporelles des constantes fondamentales de la physique. En 1999, Webb et al., après analyse de la lumière issue de quasars lointains, affirmèrent que la constante de structure fine α pouvait avoir été plus faible par le passé. Aucune étude postérieure ne vint confirmer ce résultat. Il était donc important de déterminer théoriquement dans quelle mesure une telle variation affecterait le spectre électronique de petites molécules primordiales afin d’en évaluer la détectabilité par les instruments actuels. Nous avons pour cela mis au point un protocole ab initio qui évalue le décalage spectral induit par une variation d’α. Les calculs (niveau MRCI) montrent qu’une variation d’α de l’ordre de grandeur de ce que Webb et al. auraient détecté induirait des déplacements de raies non décelables par les télescopes actuels. / Despite Helium is the second most abundant element in the Universe (He/H ~ 1/10), it has never been observed in any other forms than that of an atom or an ion in the InterStellar Medium (ISM). Since He is a noble gas, its non-observation as part of neutral molecular systems is understandable, but it is quite surprising for positively charged species like HeH+, [HeH3]+ or CHe2+. The first part of this study aims at finding a chemical reason for such a non-observation and in particular for the three ions mentioned above. For that purpose, we have computed high level quality (CASPT2) energy hyper-surfaces and performed radiative association calculations. Finally, we are able to suggest a region of the ISM where the detection of HeH+ might be achieved.The second part of this work deals with the possibility that the fundamental constants could be time-dependent. In 1999, Webb et al., analyzing the quasar emissions, claimed that the fine structure constant α could have been smaller in the past, but this result has not been confirmed. Thus it seemed necessary to determine theoretically how much such a variation could affect the electronic spectra of some primordial molecules in order to determine whether such variations might be detectable or not with the current observational instrumentation. For that purpose, we have developed an ab initio protocol to evaluate the shift induced by a variation of α. High level quantum chemistry calculations (MRCI) show that a variation of α of the same order of magnitude than that reported by Webb et al., would induce shifts that are not detectable by the current telescopes.

Le satellite Herschel Space Observatory a permit de détecter la lumière dans l'infrarouge lointain, ce qui correspond aux fréquences auxquelles émettent les molécules légères lors de leurs transitions rotationnelles. ALMA, un interféromètre situé sur un plateau du désert chilien a pris le relais d'Herschel et va permettre de nouvelles observations des nuages moléculaires froids avec une bonne précision angulaire. ALMA observe dans la gamme du millimétrique et du sub-millimétrique ce qui le rend complémentaire du satellite Herschel (infra lointain). Ces avancées considérables concernant les interactions entre particules au niveau microscopique, permettant de produire et piéger des diatomiques dans des états internes bien précis, ouvrent de nouvelles perspectives dans le domaine de la physique des collisions et de la chimie théorique. L'observation des molécules interstellaires a bénéficié des avancées de la radioastronomie, permettant d'identifier les transitions rotationnelles et vibrationnelles des molécules. De plus, les informations spectroscopiques nous procurent des données importantes sur l’état du milieu interstellaire : ionisé ou neutre.Le cation méthylidène CH+ a été observé dans le milieu diffus par sa transition électronique X1Σ+ -A1Π.Il joue un rôle important dans les différentes étapes du réseau chimique complexe grâce à des processus et réactions moléculaires qui se produisent dans les régions interstellaires et circumstellaires. Donc CH+lance une vaste chaine chimique de processus qui peut évoluer vers la formation d'espèces plus complexes.La transition de structure fine de C+; est la plus forte raie en émission de la voie lactée. L’ion C+ est un traceur de la densité et de la température dans les nuages diffus et les régions dominées par les photons (PDR). La raie de C+ constitue un important outil pour sonder le contenu en gaz et les processus de formation des étoiles dans la Voie lactée et dans d'autres galaxies.Les collisions de C+ avec H2 peuvent mener à la formation de CH+. Cette réaction a été très étudiée théoriquement et expérimentalement, cependant, étant endothermique par 3211cm-1 et, pour les températures typiques du MIS et pour H2 dans son niveau fondamental, la réaction ne se produit pas. Le seul processus est alors le processus d'excitation de spin-orbite de C+.La relaxation spin orbite C+(2P1/2) + H2(v; j) = C+(2P3/2) + H2(v0; j0) qui a été tout d'abord étudiée dans cette thèse contribue au refroidissement du gaz constituant les nuages interstellaires.L'excitation vibrationnelle de H2 (v > 0), qui a lieu lors des collisions avec C+ possède une influence notable sur les abondances de CH+. CH+ est un ion très réactif, il se détruit à partir de la réaction d'abstraction de l'hydrogène qui a été prise en considération dans ce travail. Il est donc intéressant d'évaluer précisément l'efficacité réelle de ce chemin de destruction. Le dilemme est que cet ion est également abondamment trouvé dans le milieu neutre et froid.Ce travail de thèse a comporté des études de collisions inélastiques et réactive d'intérêt interstellaire.Nous avons utilisé les calculs ab initio hautement corrélés. De plus, la dynamique nucléaire des systèmes considérés a été étudiée à l'aide d'un formalisme quantique et indépendant du temps, basé sur les coordonnées hypersphériques : soit inélastique dans le cas de l’excitation spin-orbite de C+(2P) + ortho-H2, et para-H2 et l’excitation rotationnelle de (CD+) + He, ou réactif dans le cas de l’abstraction d’un hydrogène dans H + CH+.Notre soucis a été de donner une base compréhensible des mécanismes et de fournir une quantification des sections efficaces de relaxation spin-orbite et des taux de réaction permettant de remonter aux observations spectroscopiques. Les nouvelles constantes de vitesse que nous avons obtenues devraient aider à mieux interpréter les observations de l'émission de C+ obtenues par les télescopes actuels et futurs. (...) / The Herschel Space Observatory satellite has permitted to detect light in the far infrared, corresponding to frequencies at which molecules emit light through rotational transitions. ALMA, an interferomete rlocated on the Chilean desert of Acatama took over Herschel and will allow new observations of cold molecular clouds with an accurate angular accuracy. ALMA observes in the range of millimeter andsub-millimeter which makes it complementary to the Satellite Herschel (far infrared). These significant advances in observing particle interactions at the microscopic level, to produce and trap diatomic molecules in specific internal states, open new perspectives in the field of collision physics and theoretical chemistry.Observation of interstellar molecules has benefited from advances in astronomy, to identify vibrational rotational ransitions of molecules. Furthermore, spectroscopic data provide us with important information on the state of the interstellar medium: ionized or neutral.The cation methylidene CH + was observed in the diffuse medium through its X1Σ + -A1Π electronictransition. It plays an important role in the different stages of the complex chemical behaviour through processes and molecular reactions that occur in interstellar and circumstellar regions. So CH+ launches large chain chemical processes that can progress to the formation of more complex species.The fine structure transition of C +; is the strongest emission line of the Milky Way. The C + ion is atracer of density and temperature in diffuse clouds and regions dominated by photons (PDR). The C +line is an important tool to probe the gas content and star formation processes in the Milky Way andother galaxies.C+ + H2 collisions can lead to the formation of CH +. This reaction has been extensively studied theoretically and experimentally, however, it is endothermic by 3211cm-1 and at the typical temperatures for MIS and H2 in its ground vibrational state, the reaction does not occur. The only process is then the C + spin-orbit excitation process.Spin orbit relaxation C + (2P1 / 2) + H 2 (v j) = C + (2P3 / 2) + H 2 (v0; j0) which was first studied inthis thesis contributes to the cooling of the gas constituting the interstellar clouds.The vibrational excitation of H2 (v> 0), which takes place during collisions with C + has a significant influence on the abundance of CH +. CH + is a highly reactive ion, it is destroyed by the abstractionreaction of hydrogen that has been considered in this work. It is therefore interesting to accurately assess the effectiveness of this path of destruction. The dilemma is that this ion is also abundantly found in the neutral and cold environment.This thesis focuses on the inelastic and reactive collisions studies of interstellar interest. We used ab initio highly correlated methods to tackle the electronic structure parts. Moreover, the nuclear dynamics of the systems was studied using a time independent quantum formalism, based on the Jacobi coordinates in the case of the spin-orbit excitation of C + (2P) + ortho H2, and para-H2 and rotational excitation of (+ CD) + He, or the hyper spherical coordinates for the reactive process in the case of the abstraction of a hydrogen in H + CH +.Our concern was to give a comprehensive basis of the mechanisms and provide a quantification of the effective spin-orbit relaxation cross sections and reaction rates to confront with spectroscopic observations. The new rate constants we obtained should help to better interpret the observations of C+ radiation emissions obtained by current and future telescopes.

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. Nous avons 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 monoxyde 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. Nous présentons également une cartographie haute résolution du milieu atomique de M33 à partir d'une mosaïque intérférométrique dans la raie à 21cm de l'ensemble du disque de la galaxie. Combinées avec des données allant de l'ultraviolet 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. Il en résulte que les nuages de M33 et de NGC 6822 ont, en moyenne, une largeur de raie plus faible, pour une taille donnée, que les nuages de la Voie Lactée. 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) mais nous n'avons pas identifié de caractéristiques physiques particulières pour ces nuages. / The variety of galaxies in the Local Group enables the study of the interstellar medium and star formation under conditions different from those found in the Milky Way, while retaining a good spatial resolution due to their proximity. We have studied the interstellar medium of two Local Group galaxies, M33 and NGC6822, that have metallicities 2 to 3 times less than solar and are respectively 10 and 100 times less luminous than the Milky Way. Our large scale observations of the CO(2-1) transition, with a resolution sufficient to resolve giant molecular clouds, provide the the first molecular gas map of NGC6822 and the M33 map with the best combination of resolution and sensitivity. We also present a high resolution map of the atomic gas from an interferometric mosaic of M33's disk through the 21cm hydrogen line. Combining these observations with data ranging from ultraviolet to far infrared, we study the interstellar medium and star formation on scales ranging from individual clouds to the whole galaxy. These two chemically young objects appear to be converting molecular hydrogen into stars at a faster rate than in large spirals like the Milky Way. Can this be linked to the high star formation rate in galaxies of the earlier universe (z~0.5-1) which were bluer and gas rich like M33 and NGC6822 ? We have taken particular care to try and measure the molecular hydrogen mass, a difficult task in such objects, at the scale both of the galaxy and of the clouds. An automated molecular cloud identification and physical property measurement has been applied to the molecular gas data, yielding, in the case of M33, the largest catalog of giant molecular clouds in an external galaxy. From this catalog, it is found that the M33 molecular clouds have, on average, a smaller line-width, for a given size, than their Galactic counterparts. In M33, the fraction of small clouds increases significantly with the galactocentric radius. At least a sixth of the giant molecular clouds are not associated with detected star formation but we have not identified any particular physical characteristics for these clouds.

Les bandes interstellaires diffuses (DIBs) représentent un mystère centenaire : aucune des centaines de bandes n'a pu être identifiée avec certitude avec un porteur spécifique, à l'exception très probable du cation buckminsterfullerène C60+. Il est obligatoire d'identifier et de quantifier la quantité de grosses molécules carbonées interstellaires qui sont très probablement responsables des DIBs : Les porteurs de DIB représentent probablement le plus grand réservoir de matière organique dans le Milieu interstellaire (MIS) et constituent un élément important de la chaîne des processus qui régissent le cycle interstellaire/stellaire. Jusqu'à récemment, la plupart des études liées aux DIBs avaient pour objectif unique l'identification des porteurs et, pour ce faire, se concentraient sur un nombre limité d'étoiles chaudes, distantes et rougies. Mon travail de recherche en thèse marque un tournant dans les méthodes et les objectifs associés aux DIBs, une évolution permise et motivée par le nombre croissant de relevés stellaires avec des instruments de plus en plus puissants à haute résolution spectrale. En effet, il est aujourd'hui possible de recueillir des quantités massives de données, tant du point de vue du nombre d'étoiles cibles que du point de vue du nombre de DIBs observées simultanément. Cela a ouvert la voie à de nouveaux types d'études, à des objectifs plus ambitieux et, surtout, à de nouvelles comparaisons potentielles avec les données de laboratoire. Ma thèse présente un grand nombre d'extractions de DIBs et quatre de ces nouvelles analyses :- Méthodes d'extraction et recherche de nouvelles DIBs.- Lien avec les propriétés physiques des nuages.- Constitution de bases de données pour la cartographie du MIS.- Tomographie des structures individuelles.- Des extractions de profils de DIBs basées sur des lignes de visée soigneusement sélectionnées, des études de leurs sous-structures et de leur variabilité spatiale et des contraintes subséquentes sur leurs porteurs moléculaires potentiels. / Diffuse interstellar bands (DIBs) represent a century-old mystery: none of the hundreds of bands could be identified with certainty with a specific carrier, at the very likely exception of the buckminsterfullerene cation C60+. Identifying and quantifying the amount of the large interstellar carbonaceous molecules that are very likely responsible for the DIBs is mandatory: DIB carriers likely represent the largest amount of organic matter in the Universe and are an important piece of the chain of processes that govern the interstellar/stellar cycle.Up to recently, most of the DIB studies have had as a unique goal the identification of the carriers, and to do so have been focusing on a limited number of hot, distant and reddened stars, using increasingly powerful instruments. This thesis marks a turning point in the methods and goals associated with the DIBs, an evolution allowed and motivated by the increasing number of stellar surveys with high multiplex instruments. As a matter of fact, it is possible today to gather massive amounts of data, both from the point of view of the number of target stars and from the point of view of the number of DIBs simultaneously observed. This has opened the way to new types of studies, more ambitious goals, and, importantly, new potential comparisons with laboratory data. This thesis presents a large number of DIB extractions and four of these novel analyses :- Methods of extraction and search for new DIBs.- Statistical studies of the link between DIB strengths and the physical properties of their hosting clouds.- Tomographic studies of the carriers on large and small spatial scales.- Line profile extractions based on carefully selected sightlines, studies of their substructures and spatial variability and subsequent constraints on their potential molecular carriers.

La formation des étoiles, processus fondamental en astrophysique, résiste toujours à la compréhension. En effet, de nombreux phénomènes interagissent durant les différentes étapes, et ce sur une large gamme d’échelles. Il est donc primordial de comprendre la dynamique du milieu interstellaire, dans lequel les étoiles se forment. En particulier, il est maintenant bien établi que la structure du milieu interstellaire est fortement impactée par des processus de rétroaction de la part des étoiles qui s’y forment. D’une part cette rétroaction limite le taux de formation de nouvelles étoiles, et d’autre part elle est l’un des contributeurs à la morphologie et la dynamique des galaxies : taille du disque, éjection de matière, etc. Ce travail de thèse propose d’étudier numériquement la dynamique du milieu interstellaire, de manière à mettre en évidence l’impact des processus de rétroaction. Le processus principal qui sera étudié est les supernovae, figurant parmi les évènements les plus énergétiques dans le milieu interstellaire. Après l’étude et la modélisation en détail de l’explosion d’une unique supernova dans nuage moléculaire, un modèle numérique incluant formation d’étoiles et rétroaction par supernovae sera présenté et mis en œuvre dans des simulations d’un disque galactique stratifié à l’échelle du kiloparsec. Une extension de ce modèle pour tenir compte du rayonnement ionisant sera proposée. Il est effectivement possible de réguler la formation d’étoiles à l’aide de modèles de rétroaction par les supernovae, mais les résultats précis dépendent de manière significative des détails du schéma mis en œuvre. En utilisant la variante apparaissant comme la plus réaliste, des simulations à haute résolution du milieu interstellaire sont présentées et étudiées. En particulier, il est possible de mettre en évidence des propriétés de la turbulence compressible et magnétisée à l’échelle galactique : variation des spectres de puissance en fonction de l’altitude, alignement spontané de la vitesse et du champ magnétique, effet antagoniste de la rétroaction sur cet alignement et formation de structures. / Star formation, a fundamental process in astrophysics, remains only partially understood. Several processes are known to interact during all the steps over a large range of scales. It is therefore of highest importance to understand the dynamics of the interstellar medium, in which stars form. In particular, it is now well-known that the structure of the interstellar medium is strongly affected by feedback processes emanating from the stars that form in it. On the one hand this feedback limits the rate of formation of new stars, and on the other hand it is one of the main contributors to the shape and dynamics of galaxies: thickness of the disk, matter outflows, etc. This work aims to study numerically the dynamics of the interstellar medium, in order to highlight the impact of stellar feedback processes. The main process that will be studied is supernovae, being among the most energetic events in the interstellar medium. After the study and detailed modeling of the explosion of a single supernova inside a molecular cloud, a numerical model including star formation and supernova feedback will be presented and used in kiloparsec-scale simulations of a stratified galactic disk. An extension of this model will be suggested in order to take into account the ionizing radiation. It is indeed possible to regulate star formation with supernova feedback models, although the precise results strongly depend on the detailed scheme that is implemented. Using the most realistic-looking variant, high-resolution simulations are presented and studied. In particular, it is possible to extract properties of compressible and magnetized turbulence at the galactic scale: variation of the power spectra as a function of altitude, spontaneous alignment between velocity and magnetic field, antagonistic effect of stellar feedback onto this alignment, and structure formation.

Les étoiles sont de très mauvaises voisines: elles perturbent souvent leur environnement. Parfois, elles se déplacent à grande vitesse dans le milieu interstellaire (MIS). Souvent, elles subissent des soubresauts violents qui laissent une empreinte dans leur voisinage (jets, vents, supernovae). Ces flots supersoniques génèrent des chocs à la fois dans le matériau éjecté par l'étoile et dans l'environnement stellaire. L'étude de ces chocs constituent le sujet de cette thèse, et nous les modélisons avec le code de chocs stationnaires plan parallèle Paris-Durham, qui incorpore une riche panoplie de processus microphysiques et chimiques adaptés au MIS magnétisé.Tout d'abord, nous utilisons ce code pour modéliser des chocs magnétisés 3D pour des formes arbitraires à symétrie axiale, grâce à un formalisme qui lie mathématiquement la forme des chocs à une fonction de distribution de chocs 1D équivalente. Pour la première fois, nous examinons systématiquement l'effet de la géométrie, de l'âge, et de quelques autres paramètres sur le diagramme d'excitation de H2 résultant et la forme des profils raies d'émission de H2. Par exemple, nous dévoilons un effet géométrique qui montre que l'ajustement par des modèles 1D de l'émission de H2 observée sur un choc 3D est sujette à un biais vers les basses vitesses. Nous appliquons aussi nos modèles à l'observation de H2 spatialement intégrée de chocs d'étrave dans Orion BN-KL et BHR71 où nous obtenons un bien meilleur ajustement des observations avec un nombre à peine plus grand de paramètres comparé aux modèles précédents. Nous illustrons sur l'objet de Herbig-Haro HH54 la grande richesse d'information dynamique que renferme le profil des raies d'émission résolues de H2. Ensuite, nous incluons dans le code de Paris-Durham un ensemble minimal de processus nécessaires pour décrire les modèles de vents d'étoiles de la branche asymptotique des géantes (AGB): la dilution géométrique, l'éclairage UV externe, la pression de radiation sur les grains, la gravité, le chauffage dû au pompage radiatif par l'étoile, les réactions à trois corps et le passage du point sonique. Avec cet outil, nous commençons à examiner la cinétique chimique de l'hydrogène dans les vents d'étoiles AGB chaudes et froides. Nous suggérons que la faible abondance de HI déduite des observations s'explique par la forme principalement moléculaire que prend l'hydrogène. Nous générons le choc terminal dans le vent et nous essayons avec nos modèles de reproduire les observations de la raie HI dans une AGB chaude (Y CVn).Bien que nous ayons principalement concentré notre attention sur l'hydrogène (atomique ou bien moléculaire) dans cette étude, l'extension de ce travail à des transitions optiquement minces d'autres molécules est assez directe. Ces modèles simplifiés pour modéliser la chimie dans des géométries et dynamiques néanmoins complexes se révèlent très utiles au moment où de nouveaux instruments comme ALMA dévoilent une grande richesse spectrale et spatiale pour une multitude de traceurs chimiques. Ceci alors que le JWST est sur le point d'apporter dans l'infra-rouge de l'information complémentaire sur les raies de H2 et les raies ioniques avec une résolution et une sensibilité inégalées. / Stars are bad neighbors: they often disturb their surroundings. They sometimes travel very fast through the interstellar medium (ISM). They frequently undergo violent ejection events which leave an imprint on their neighborhood (jets, winds, supernovae). These supersonic flows generate shocks both in the ejected material and in the stellar environment. The study of these shocks constitute the subject of this thesis, and we model them with the Paris-Durham planar shock code, which incorporates a wealth of micro-physics and chemical processes relevant to the magnetized ISM.First, we use this code to model 3D magnetized axisymmetric shocks with arbitrary shapes, thanks to a formalism which links mathematically the shape of shocks to an equivalent statistical distribution of 1D shocks. For the first time, we examine systematically the effect of the geometry, age, and various other parameters on the H2 excitation diagram and emission line profiles. For example, we unveil a geometrical effect which shows that 1D planar shocks emission fits to 3D bow shocks are biased towards small velocities. We also apply our models to spatially integrated H2 observations of bow-shocks in Orion BN-KL and BHR71 where a much better match is obtained with only a limited number of additional parameters compared to former planar models. We illustrate on the Herbig-Haro object HH54 how spectrally resolved H2 line emission profiles can be used to extract a wealth of dynamical information.Second, we include in the Paris-Durham shock code a minimum set of processes necessary to describe asymptotic giant branch (AGB) wind models: geometrical dilution, external UV radiation, radiative pressure on grains, gravity, heating from stellar radiation pumping, three-body reactions, and sonic-point crossing. With this tool, we started to examine the time-dependent chemistry of hydrogen in winds of hot and cool AGB stars. We suggest that the low abundance of HI inferred from observations is due to hydrogen locked in its molecular form, and we use our model to try and reproduce HI line observations lines in a hot AGB (Y CVn).Although we have mainly focused on atomic or molecular hydrogen in this study it would be straightforward to extend it to other molecules with optically thin transitions. These simplified tools to model chemistry for complex geometries and dynamics are proving very useful at a time when new instruments such as ALMA discover a wealth of spectral and spatial information for a multitude of chemical tracers, and also when the JWST will soon provide complementary data in the infrared H$_2$ and ionic lines with unprecedented resolution and sensitivity.

Les poussières interstellaires sont une composante clé du milieu interstellaire (MIS). Elles jouent non seulement un rôleimportant dans la physique et la chimie du MIS, mais elles servent également de traceur, du gaz via leur émissionthermique, et du champ magnétique interstellaire via la polarisation de cette émission.De nombreux modèles de poussières reproduisent les principales observables sur les poussières (la courbe d'extinction,la distribution spectrale d'énergie (SED), la polarisation en extinction et en émission), tout en respectant les abundancecosmiques élémentaires. Notre compréhension des poussières reste cependant toujours incomplète, en particulier surl'origine physique des variations de l'extinction et de l'émission des poussières dans le MIS. Le changement d'opacitédes poussières entre le milieu diffus et les nuages moléculaires est bien établi, et des modèles physiques d'interprétationont été proposés. Avec ses cartes de l'émission submillimétrique de tout le ciel à plusieurs longueurs d'onde, le surveysubmillimétrique de Planck nous permet pour la première fois de mesurer la température des poussières, et d'étudierainsi les variations d'opacité des poussières dans le milieu diffus.Cette thèse, basée sur une comparaison des données Planck avec des mesures en extinction en direction d'étoiles et dequasars, combine modélisation et analyse de données, afin de contraindre les variations des propriétés optiques despoussières dans le MIS diffus, et d'estimer les contributions respectives de l'alignement et de l'évolution des poussières àleur émission polarisée.La première partie de la thèse se focalise sur l'émission non polarisée des poussières dans le MIS diffus. L'étude desvariations de l'émission par unité d'extinction permet de contraindre les variations des propriétées optiques despoussières. Nous fittons les 20 SEDs normalisées en extinction de Planck Intermediate Results XXIX à l'aide de troismodèles de poussière (Draine & Li 2007, Compiegne et al 2011, Jones etal 2013). Le meilleur accord entre modèle etobservations est obtenu pour le modèle utilisant les grains plus émissifs (Jones 2013), dont les propriétés optiques sontbasées sur des données de laboratoires portant sur les silicates et carbones amorphes. En combinant la mesure del'extinction et de la SED sur la même ligne de visée, nous obtenons un nouvel estimateur de l'intensité du rayonnementinterstellaire G0,, qui s'avère moins biaisé que celui obtenu par un fit de la SED. Aucun des modèles n'arrive àreproduire simultanément les variations de G0 et de la SED à propriétés optiques des poussières fixes. A l'aide de notreestimateur, nous démontrons que la variation des propriétées optiques et de l'intensité du rayonnement interstellaire ontdes contributions semblables aux variations observées des SED dans le MIS diffus.La seconde partie de la thèse se focalise sur l'extinction et l'émission polarisées dans les nuages moléculaires. Enconfrontant des données Planck et des observations stellaires à un modèle de poussières, nous tentons de séparer leseffets dûs aux variations de l'alignement des poussières des effets dûs aux variations de leurs propriétés optiques. Noustrouvons une corrélation entre le rapport de la polarisation en émission à la polarisation en extinction, RP/p = P353/pv, et lalongueur d'onde de polarisation maximale en extinction, λmax, qui trace la taille typique des grains alignés. A l'aide d'unnouveau modèle de poussières basé sur les données Planck, nous démontrons que la variation de la taille minimale desgrains alignés suffit à elle seule à reproduire la corrélation observée, sans avoir à modifier ni la distribution en taille niles propriétés optiques des poussières, et qu'elle est de plus compatible avec la chute observée des fractions depolarisation avec λmax. D'autres interprétations ne sont cependant pas exclues. / Interstellar dust is a key component of the interstellar medium (ISM). Not only does it play an important role in thephysics and chemistry of the ISM, but its thermal emission can be used to trace the gas column density, and itspolarization angle to trace the magnetic field orientation projected on the plane of the sky.Different dust models have been built to reproduce the main dust observables: extinction curve and albedo, spectralenergy distribution (SED) from the near-infrared to the microwave continuum, polarization in extinction and emission,within cosmic elemental abundance constraints. Our understanding of interstellar dust is, however, still incomplete;among other things, we do not fully understand the local variations in the emission and extinction properties of dust.The variation of the dust far-infrared opacity from the diffuse ISM to molecular clouds is well established, and modelshave been proposed. With the Planck submillimeter survey we have, for the first time, a multi-wavelength, all-sky mapof dust emission allowing for a precise measure of dust temperature, and therefore of dust opacity variations in thediffuse ISM.This thesis, based on the comparison of Planck data with extinction measures toward stars and QSOs, makes use of bothdust models and data analysis to constrain the dust optical properties and evolution within the diffuse ISM, and toimprove our understanding on the interplay between grain alignment and dust optical properties in the emission ofpolarized thermal radiation.The first half of the thesis focuses on the total emission of dust in the diffuse ISM. The variations in the ratio of dustemission to extinction is used to constrain the variations of the dust optical properties. We fit the 20 SEDs normalizedper unit extinction of Planck intermediate results XXIX with three dust models (Draine & Li 2007, Compiegne et al2011, Jones et al 2013). The best agreement between model and observations is obtained for the model with the moreemissive grains (Jones 2013), with optical properties derived from recent laboratory data on silicates and amorphouscarbons. We develop a new estimator of the radiation field intensity G0, which combines the dust SED and theextinction on the same line of sight. We show that this new estimator is less biased than the one obtained through thefitting of the dust SED. With their fixed optical properties, none of the models can simultaneously reproduce thevariations of G0 and of the shape of the SED. With our new estimator of G0, we demonstrate that the variations in thedust optical properties and in the radiation field intensity give similar contributions to the scatter observed in the dustSED per unit extinction in the diffuse ISM.The second half of the thesis focuses on polarized dust extinction and emission in molecular clouds. By confrontingPlanck and stellar observations to a dust model, we attempt to disentangle the effects of variations in the dust opticalproperties from the effects of variations in the grain alignment. We find a correlation between the ratio of polarizedemission to polarized extinction, RP/p = P353/pv, and the wavelength of maximum polarization in extinction, λmax, whichtraces the typical size of the aligned grains. Using a new dust model for polarization based on Planck data, we show thatthe variation of the minimal size of aligned grains can reproduce the observed correlation, without any need for achange in the size distribution or in the optical properties of grains. This scenario is also compatible with the drop of thefractions of polarization with λmax. Alternative models cannot however be ruled out.

Dans le milieu interstellaire, parmi les 200 molécules observées, les hydrocarbures sont présents en abondance. La formation des hydrocarbures CHy(+) se fait entre un C+ et un atome d'hydrogène ou une molécule. Par la suite, ces hydrocarbures réagissent entre eux pour former des hydrocarbures plus gros. Ils sont donc les précurseurs de tous les hydrocarbures présents dans le milieu interstellaire ; il est par conséquent nécessaire de les étudier en détail. Ces hydrocarbures CHy(+) sont soumis à divers processus physiques dans le milieu interstellaire notamment la collision avec un électron, l'absorption d'un photon ultraviolet ou d'un rayon cosmique. Ils vont être excités par ces processus et gagner un excès d'énergie qu'ils vont libérer par fragmentation, ce qui a pour conséquence de redistribuer les espèces. Des simulations précises dans la chimie du milieu interstellaire nécessitent donc une connaissance précise des taux de réaction et des rapports de branchement de fragmentation. Afin de documenter tous ces rapports de branchement, peu importe le processus physique ou chimique mis en jeu, nous avons construit expérimentalement des « breakdown curves » semi-empiriques qui sont les rapports de branchement des voies de fragmentation en fonction de l'énergie interne déposée lors du processus.L'expérience a été réalisée en utilisant le multi détecteur silicium AGAT et l'accélérateur ANDROMEDE. Les molécules CHy(+) produites à haute vitesse (3 u.a) collisionnent avec des atomes d’Hélium au repos dans le référentiel du laboratoire. Le dispositif expérimental permet de détecter tous les fragments, même les neutres, et de résoudre toutes les voies de fragmentation. Nous avons mesuré les rapports de branchement de fragmentation des CHyq+ (y=2-4, q=0-3) et les distributions d'énergie cinétique des fragments neutres.A partir des rapports de branchement, des distributions d'énergie cinétique et des énergies de dissociation théorique, nous avons construit les breakdown curves qui se sont révélés en bon accord avec des rapports de branchement expérimentaux déjà existant dans la littérature pour la photodissociation, la recombinaison dissociative et les collisions électroniques. Enfin, un modèle a été développé pour prédire les rapports de branchement de réactions chimiques ainsi que leur évolution avec la température. / In the interstellar medium, among the 200 molecules observed, the hydrocarbons are in abundance. The formation of hydrocarbons CHy(+) is done between a C+ and a hydrocarbon atom or molecule. Thereafter, these hydrocarbons are reacting between them to form bigger hydrocarbons. Therefore, they are the precursor of all the hydrocarbons present in the interstellar medium, so it is necessary to study them in details. These hydrocarbons CHy(+) are under a lot of different physical processes in the interstellar medium including the collision with an electron, the absorption of an ultra violet photon or a cosmic ray. They will be excited by these processes and gain excess energy they will liberate by fragmentation which leads to a redistribution of species. Therefore, a precise knowledge of the rate of reaction and of the branching ratios of the fragmentation is needed to do specific simulations in the chemistry of the interstellar medium. In order to document all these branching ratios, no matter the physical or chemical process at stake, we experimentally built semi-empirical breakdown curves which are the branching ratios of the paths of fragmentation as a function of the internal energy of the molecule.The experiment was done using the AGAT silicon multi-detector and the ANDROMEDE accelerator. CHy(+) molecules produced at high velocity (3 u.a.) are collided with He atom at rest in the lab. Thanks to the experimental developments, all fragments, neutral or charged, are separately identified, allowing to resolve all fragmentation channels. Therefore, we have been able to measure fragmentation branching ratios for CHyq+ (y=2-4, q=0-3) and the kinetic energy distributions of the neutral fragments.From the branching ratios, the kinetic energy distributions and the theoretical dissociation energies we built BDCs that revealed to be in accordance with the experimental branching ratios which already exists in the literature concerning the photo dissociation, the dissociative recombination and the electronic collisions. Finally, a model has been developed to predict the chemical reactions of the branching ratios as well as to predict their evolution with the temperature.