Les étoiles vivent et meurent en rejetant de la matière dans le milieu interstellaire (MIS) et elles naissent à l’intérieur de celui-ci. Nous avons analysé la composante d’hydrogène neutre du MIS. Nos données proviennent de la partie canadienne de l’International Galactic Plane Survey qui vise l’imagerie spectroscopique de l’hydrogène neutre du plan de notre galaxie. Nous avons utilisé deux outils mathématiques d’analyse d’images: la technique d’Espaces Métriques (TEM) et la méthode des Maxima du Module de la Transformée en Ondelettes (MMTO). La TEM est un formalisme mathématique d’analyse d’images qui permet de comparer quantitativement la complexité des objets étudiés. Nous avons amélioreré l’outil aux niveaux mathématique et technique avant de l’utiliser pour caractériser la complexité de 28 régions d’hydrogéne neutre. Aprés avoir classé les 28 objets, nous avons trouvé des corrélations entre ce classement et les propriétés physiques des objets sous-jacents, dont: (1) Plus le flux des photons UV est élevé, plus la région de H i photodissociée est complexe; et (2) la complexité des régions H i augmente avec l’ˆage des restes de supernovae auxquels elles sont associées. La méthode MMTO est un formalisme multifractal basé sur la transformée en ondelettes. Nos résultats obtenus à partir de cette méthode concernent les propriétés multifractales et anisotropes de l’hydrogène neutre dans notre galaxie. Les nuages terrestres exhibent des propriétés multifractales. Nous avons démontré que l’hydrogène neutre du disque de notre galaxie est monofractal. En analysant séparément les bras spiraux et les milieux inter-bras, nous avons découvert une signature anisotrope et que les structures horizontales sont plus complexes que les structures verticales. Cette anisotropie est indépendante de l’échelle pour les inter-bras tandis qu’elle est dépendante de l’échelle pour les bras spiraux. Les hypothèses investiguées pour obtenir une explication physique sont: le gradient de distribution en z (“scale-height gradient”), l’onde de densité, l’activité de formation d’étoiles, la photo-lévitation de nuages poussiéreux, les mouvements aléatoires de nuages H i, la corrugation et la turbulence. / Stars live and die by rejecting matter in the interstellar medium (ISM), where they were born. We have analyzed the neutral hydrogen component of the ISM. The data come from the Canadian portion of the International Galactic Plane Survey which aims the spectroscopic imaging of the neutral hydrogen from our Galaxy. We have used two mathematical image analysis tools: Metric Space Technique (MST) and the Wavelet Transform Modulus Maxima (WTMM) method. The MST is an image analysis mathematical formalism that allows one to quantitatively compare the complexity of the studied objects. We have improved the tool mathematically and technically before using it to characterize the complexity of 28 neutral hydrogen regions. After classifying the 28 objects, we have found some correlations between this ranking and the physical properties of the underlying objects, for example: (1) The complexity of the photodissociated neutral hydrogen regions increases with the flux of UV photons; and (2) the complexity of neutral hydrogen regions increases with the age of the supernovae remnants to which they are associated. The WTMM method is a multifractal formalism based on the wavelet transform. The results we obtain from this method concern the multifractal and anisotropic properties of neutral hydrogen in our Galaxy. Earth clouds exhibit multifractal properties. We have shown that the neutral hydrogen from our galactic disk is monofractal. By analyzing separately spiral arms and the inter-arm regions, we have discovered an anisotropic signature and that the horizontal structures and more complex than the vertical structures. This anisotropy is independent of scale for the inter-arms while it is depedent of scale for the spiral arms. The investigated hypotheses to obtain some physical explanations are: the scale-height gradient, the density wave, star formation activity, photo-levitation of dusty clouds, random motions of neutral hydrogen clouds, corrugation and turbulence.

Les cirrus infrarouges (IR) présents aux latitudes galactiques élevées sont d'excellents laboratoires pour étudier la transition entre le gaz atomique et le gaz moléculaire. Dans cette thèse, deux sites potentiels de formation de la molécule H₂ ont été découverts dans la Boucle Céleste Nord (l = 135°, b = 40°) en calculant le rapport entre l'émission IR lointain et la densité de colonne du gaz HI et en cherchant un excès par rapport à la valeur attendue pour un milieu atomique. J'appelle ces deux régions, l'Araignée et Ursa Major. La comparaison de la carte d'excès IR avec les données ¹²CO (J = 1 - 0) provenant du télescope du Five College Radio Astronomical Observatory (résolution = 45 sec d'arc) montre que les pics d'excès IR ne coïncident pas avec les pics d'émission ¹²CO. Cette absence de coïncidence est expliquée par une densité trop basse pour permettre l'excitation de la molécule CO, une autoprotection insuffisante ou des variations locales des propriétés de la poussière. La comparaison entre les données ¹²CO et les données HI du Dominion Radio Astrophysical Observatory (résolution = 1 min d'arc) est en accord avec les modèles prédisant la formation de molécules CO où on observe de grands cisaillements de vitesse et la dissipation de la turbulence. Des observations de la molécule OH provenant du télescope Green Bank (résolution = 7 min d'arc) sont analysées pour 108 lignes de visée dans l'Araignée et Ursa Major. La molécule OH est précurseur à la molécule CO et sa formation nécessite la molécule H₂. La coïncidence entre le pic d'émission OH et le pic d'excès IR indique que la molécule OH pourrait être un meilleur traceur de la molécule H₂ que la molécule CO dans les régions de faible densité. Des observations ¹²CO ( J = 1 - 0) et ¹³CO ( J = 1 - 0) provenant de l'Institut de Radioastronomie Millimétrique et des observations ¹²CO (7 = 2 - 1) provenant du télescope James Clerk Maxwell (résolution = 20 sec d'arc) sont analysées sur un nombre restreint de champs dans les deux régions. En utilisant un modèle tenant compte de l'approximation du grand gradient de vitesse, nous trouvons de plus faibles densités au pic d'excès IR alors que les densités de colonne sont suffisamment grandes pour permettre une autoprotection efficace de la molécule CO.

Ce mémoire détaille l'étude réalisée dans le milieu interstellaire environnant de quarante et une étoiles Wolf-Rayet récemment découvertes (Sharaet al. 2009), dans la Voie lactée. Les quarante et une étoile Wolf-Rayet, dont quinze sont de type WN et vingt-six sont de type WC, ont été analysées en utilisant des relevés d'observation obtenus grâce à différents instruments du domaine des ondes radio et de l'infrarouge. À la suite d'une analyse rigoureuse des étoiles étudiées, nous avons décidé de nous concentrer sur les six qui possédaient les paramètres physiques les plus précis. Les six candidates retenues sont : G298.6-0.14, G300.4-0.52, G303.4-0.72, G312.37-0.38, G318.82-0.48 et G321.95-0.19. Nous avons effectué une analyse spectrale de ces six objets pour les classifier selon leur émission thermique ou non thermique. Trois de ces objets ont déjà fait l'objet d'un rapport. Dans la présente étude, nous proposons de revenir sur ces six objets, mais de proposer une classification pour les trois autres (G298.6-0.14, G303.4-0.72 et GG312.37-0.38). Afin de comprendre davantage leur propriétés, nous les avons analysés en sous-regions. Nous avons réussi à classifier G303.4-0.72 comme un nouveau reste de supernova, et avons remarqué que G312.37-0.38 est composé d'un reste de supernova superposé avec une région thermique et G318.87 comme un nouvelle coquille identifiée autour d'une candidate WR. Une étude plus poussée est nécessaire afin de classifier plus adéquatement G298.6-0.14.

La première partie est une étude de l'évolution de la population des nuages HI en présence d'un milieu internuage de type coronal, entretenu par les explosions de supernova. La seconde partie concerne l'évolution d'un reste de supernova dans un milieu interstellaire hétérogene. La troisième partie propose un modèle dynamique de nébuleuse planétaire dont la morphologie et la dynamique doivent leur origine à une cavité centrale remplie de gaz coronal.

De l'observation des transitions à 140 et 150 GHz de l'ortho formaldéhyde et à 72 et 145 GHz du para formaldéhyde se déduit un rapport d'abondances ortho/ para voisin de 3 dans le nuage moléculaire interstellaire Orion A et apparemment plus faible dans les nuages sombres TMC1 et L183. L'étude des mécanismes chimiques en phase gazeuse succeptibles de régir les abondances des deux espèces conduit à un rapport théorique de 3 dans les nuages chauds et denses connue Orion; ce rapport reste indéterminé mais pourrait être plus faible dans les nuages froids connue TMC1 et L183. Quatre nuages moléculaires géants (S147/S153, S184, S158/S159(NGC7538) et W3) ont été cartographiés avec l'antenne de 2,50 m de l'Observatoire de Bordeaux en émissions 13C0 (J=1-0) et HC0+ (J=1-0), dont les étendues se révèlent tout à fait comparables. Quelques caractéristiques des nuages (dimensions, masse, dynamique ...) sont déduites des observations 13 CO *

Associée à d'autres techniques observationnelles, la polarimétrie dans le visible ou dans le proche infrarouge permet d'étudier la morphologie des champs magnétiques à la périphérie de nombreuses régions de formation stellaire. A l'intérieur des nuages molécualires la morphologie des champs est connue par polarimétrie submillimétrique, mais rarement pour les mêmes régions. Habituellement, il manque une échelle spatiale intermédiaire pour pouvoir comparer correctement la morphologie du champ magnétique galactique avec celle située à l'intérieur des nuages moléculaires. -- Cette thèse propose les moyens nécessaires pour réaliser ce type d'analyse multi-échelle afin de mieux comprendre le rôle que peuvent jouer les champs magnétiques dans les processus de formation stellaire. La première analyse traite de la région GF 9. Vient ensuite une étude de la morphologie du champ magnétique dans les filaments OMC-2 et OMC-3 suivie d'une analyse multi-échelle dans le complexe de nuages moléculaires Orion A dont OMC-2 et OMC-3 font partie. -- La synthèse des résultats couvrant GF 9 et Orion A est la suivante. Les approches statistiques employées montrent qu'aux grandes échelles spatiales la morphologie des champs magnétiques est poloïdale dans la région GF 9, et probablement hélicoïdale dans la région Orion A. A l'échelle spatiale des enveloppes des nuages moléculaires, les champs magnétiques apparaissent alignés avec les champs situés à leur périphérie. A l'échelle spatiale des coeurs, le champ magnétique poloïdal environnant la région GF 9 est apparemment entraîné par le coeur en rotation, et la diffusion ambipolaire n'y semble pas effective actuellement. Dans Orion A, la morphologie des champs est difficilement détectable dans les sites actifs de formation d'OMC-2, ou bien très fortement contrainte par les effets de la gravité dans OMC-1. Des effets probables de la turbulence ne seont détectés dans aucune des régions observées. -- Les analyses multi-échelles suggèrent donc qu'indépendamment du stade évolutif et de la gamme de masse des régions de formation stellaires, le champ magnétique galactique subit des modifications de sa morphologie aux échelles spatiales comparables à celles des coeurs protostellaires, de la même façon que les propriétés structurelles des nuages moléculaires suivent des lois d'autosimilarité jusqu'à des échelles comparables à celles des coeurs. / Together with other observational methods, visible and near infrared polarimetry can help tu understand the morphology of magnetic fields in the neighborhood of several star-forming regions. inside molecular clouds, this morphology can be deduced with the help of submm polarimetry but rarely in the same regions. When both observational methods are used for the same region, there is a gap in the spatial scales to correctly compare the Galactic magnetic field with the magnetic field probed inside the clouds. -- This thesis proposes the necessary steps to make this type of multi-scle analysis and to better understand the role that can be played by magnetic fields in stellar formation regions. The GF 9 region is the first region analysed with this method. Then, a study of the morphology of the magnetic field located in filamentary molecular clouds OMC-2 and OMC-3 is presented, followed by a multi-scale analysis of the Orion A region, the molecular cloud complex in which these clouds are embedded. -- The results covering both regions can be summarized as follows. it is statistically shown that the large scale morphology of the field is poloidal in the GF 9 region, and probably toroidal in the Orion A complex. On the smaller spatial scale of the envelopes of the clouds, the magnetic fields appear to be aligned with the fields at their periphery. On the spatial scale of the cores, the poloidal magnetic field located in the vicinity of GF 9 is apparently twisted and entrained by the rotation of the core and ambipolar diffusion does not seem to be effective at the present time. In Orion A, the morphology of the fields can hardly be probed in active sites of stellar formation in OMC-2, and is strongly constrained by the effects of gravity in OMC-1. There is no evidence for turbulence in all the observed regions. -- All in all, the multiscale analyses suggest that independently of the evolutionary state or of the range in mass of the star-forming regions, the magnetic field morphology is significantly affected on spatial scales similar to those of cores, in the same way that molecular clouds properties remain self-similar down to the spatial scales similar to those of cores. / Conseil de recherche en sciences naturelles et en génie du Canada

La formation des étoiles massives reste, à ce jour, encore mal connue à cause de l’extrême quantité d’énergie que ces étoiles dégagent, limitant en conséquence leurs masses théoriques et contredisant les observations de ce type d’étoile. Les observatoires du futur (en particulier l’observatoire spatial Herschel) vont tenter de répondre à cette problématique grâce notamment aux émissions moléculaires de l’eau. L’analyse précise et correcte de ces données, dans l’avenir, nécessite donc dès aujourd’hui un travail associant des observations et des modélisations des objets concernés. C’est dans ce but que cette thèse a consisté en l’élaboration d’une méthode de modélisation dite « globale » d’objets protostellaires massifs (proto-amas ou cœurs denses massifs). Celle-ci a permis une description physique et une étude chimique des multiples cœurs denses massifs étudiées, et a ouvert de nombreuses voies vers des aspects évolutifs. Elle a également donné des indices pour a?ner le programme d’observation en temps garanti WISH des raies moléculaires de l’eau et con?rmé le rôle clef de cette molécule pour la compréhension de la formation des étoiles massives. / Today the formation of massive stars is still not well understood due to the huge interac- tion of these objects with their environment, leading to a theoretical limit in the ?nal mass that observations contradict. The future observatories, like the Herschel Space Observatory, will try to answer some of the questions linked to this topic, particularly through the water line emissions. The correct and precise analysis of the future data is then necessary and needs a full work linking the observations and the modelling of the objects that will be studied. Hence the main goal of this PhD Thesis was to elaborate a robust and global modeling method of the massive dense cores in which high-mass stars are forming. The method leaded to a physical description and a chemical study of multiple massive dense cores, opening new views on evolution aspects. In addition it gave some tweaks on the guaranteed-time key program WISH for the water line emissions and con?rmed the key role of this molecule for a better understanding of the high-mass star formation.

Des nuages moléculaires aux étoiles, l'ensemble des stades d'évolution des étoiles jeunes peuvent être observés dans le domaine submillimétrique. A cette fin, le télescope Herschel a observé, dans le cadre d'un relevé de la Ceinture de Gould, plusieurs nuages moléculaires. Lorsque ces nuages se fragmentent, des coeurs denses, accumulant de la poussière et du gaz, se forment et se contractent. Nous avons effectué un relevé exhaustif des coeurs denses préstellaires dans le nuage moléculaire d'Ophiuchus qui apparaissent couplés avec des structures filamentaires dans le cadre du paradigme de la formation d'étoiles au sein de filaments interstellaires. La région n'était pas connue pour être filamentaire, malgré des alignements de protoétoiles observables. Ce nuage moléculaire présente la particularité d'être soumis à une rétroaction importante venant d'étoiles actives à proximité, visible dans la structure du nuage moléculaire. Oph B-11, mise en évidence par des observations interférométriques, est un précurseur de naine brune, de masse finale trop faible pour que l'étoile produite brûle de l'hydrogène. Leur mécanisme de formation est mal connu. Il faut caractériser et observer un premier candidat pré-naine brune. Oph B-11 a été détectée à proximité d'un choc proche, que nous avons caractérisé chimiquement. De plus, à plus haute résolution avec ALMA, nous avons montré l'environnement moléculaire structuré, contraint le mécanisme de formation de ce type d'objet. Ces observations dévoilent une série de chocs dans plusieurs traceurs, coïncidant avec la détection de la pré-naine brune, favorisant le scénario gravo-turbulent pour la formation des naines brunes. / From molecular clouds to stars, every step of the evolution of young stars can be observed in the submillimetric range. The Herschel Space Telescope observed, as part of the Herschel Gould Belt Survey, many molecular clouds.When these molecular clouds are fragmenting, dense prestellar cores accumulating dust and gaz are forming and contracting. We performed a census of prestellar dense cores in the Ophiuchus Molecular Cloud, which appear to be coupled with filamentary structures, as part of the paradigm of star-formation inside insterstellar filaments. The region was not previously known as filamentary, despite the observation of protostellar alignments.This molecular could is under the heavy feedback of active stars nearby seen in the structure of the molecular cloud.Oph B-11, detected with interferometric observations, is a brown dwarf precursor, which final mass will not be important enough for the final star to burn hydrogen. Their formation mechanism is not well constrained, we must find and characterize a first candidate pre-brown dwarf.Oph B-11 was detected along a nearby shock, we characterize chemically. Moreover, higher resolution studies with ALMA show a structured molecular environment, and help us constrain the mechanism of formation of this kind of objects. These observations show a series of shocks in differents tracers, spatially coincident with the detected position of the pre-brown dwarf, in favor of the gravo-turbulent scenario for the formation of brown dwarfs.

Les galaxies massives sont moins nombreuses que ce qui est attendu avec le modèle standard (le modèle Λ-CDM). Ceci ce traduit par une formation d’étoiles moins importante que prévue dans les galaxies. Pour expliquer celà, il est globalement accepté que des processus stoppent le formation d’étoiles. Pour les galaxies massives, ceci est expliqué par l’action des trous noirs supermassifs. En accrétant du gaz, le trou noir central produit de l’énergie et de l’impulsion. Quand l’accrétion devient importante, le trou noir forme un noyau actif de galaxie, et l’énergie peut ralentir la formation d’étoiles, par chauffage du gaz, de la turbulence, ou par ablation du gaz (feedback négatif). Cependant, il existe des cas de feedback positif qui favorise la formation d’étoiles en comprimant le gaz. En particulier, une partie des noyaux actifs produisent des jets de plasma qui sont observés en émission radio. Ces jets radio peuvent intéragir avec du gaz le long de leur direction de propagation. Des telles interactions sont susceptibles de déclencher de la formation d’étoiles (formation induite par les jets). Ma thèse porte sur les interactions jet-gaz dans des radio galaxies proches. J’ai étudié l’effet du jet sur l’efficacité de la formation d’étoiles pour des interactions à des échelles globales (quelques kiloparsecs) et intermédiaires (quelques centaines de parsecs). Pour celà, j’ai observé et cartographié le gaz moléculaire, qui est un élément clé de la formation d’étoiles. Cette phase froide est observable grâce aux équipements au sol actuels de radio astronomie, comme ALMA, APEX, NOEMA et le 30m de l’IRAM. / Massive galaxies are less abundant than predicted by the standard model of galaxy formation (the Λ-CDM model). This means that galaxies form less stars than expected. To explain this behaviour, it is commonly accepted that some processes are at play and quench star formation. For massive galaxies, it is explained by the feedback of the supermassive black holes. While accreting gas, the central black hole produces energy and momentum. When gas accretion becomes important, the black hole forms an active galactic nucleus, and the energy is expected to quench star formation, via gas heating, turbulence or gas removal (negative feedback). However, evidence is found of so-called AGN positive feedback that favours star formation by compressing the gas. In particular, a fraction of the AGN population produces jets of plasma that are observed in radio emission. These radio jets may interact with gas that is located along the direction of propagation. Such interactions are invoked to trigger star formation (jet-induced star formation). My PhD focused on the jet-gas interaction for nearby radio galaxies. I explored the effect of the jet on the star formation efficiency in such interactions at global (few kiloparsecs) and intermediate (few hundreds parsecs) scales. To do so, I searched and mapped the molecular gas (via CO emission lines) that is a key ingredient for star formation. This cold gas is observable using current radio astronomy ground-based facilities, like ALMA, APEX, NOEMA and the 30m telescope.

L’évolution chimique des phases les plus diffuses aux plus denses du milieu interstellaireest un processus continu : la composition chimique du milieu interstellairedans une phase dépend de sa composition dans sa phase antérieure.Les études, qui s’intéressent à la chimie du milieu dense et froid ainsi qu’à l’évolutionde sa composition au cours du temps, font de fortes hypothèses sur son évolutiondepuis le milieu diffus.L’objectif de ma thèse a donc été de suivre l’évolution de la chimie de la matièreinterstellaire du milieu diffus jusqu’à la formation des nuages denses.J’ai pour cela utilisé un modèle de chimie gaz-grain dépendant du temps que j’aisignificativement contribué à améliorer pour la partie chimie de surface. J’ai dansun premier temps suivi une approche "classique" (c.-à-d. : semblable aux études préexistantes)de la modélisation des régions froides. Cela m’a permis d’étudier en détailles processus physiques et chimiques à l’origine de la complexité moléculaire dans lesnuages denses et froids et de comparer les prédictions du modèle avec les études existantes.Dans une deuxième partie, j’ai appliqué ce modèle pour suivre l’évolution de lacomposition chimique du milieu interstellaire au cours du processus de formation desnuages moléculaires à partir du milieu diffus. Pour cette étude, j’ai utilisé les résultatsd’une simulation hydrodynamique à l’échelle galactique. Cela m’a permis de montrerque l’histoire de l’évolution des conditions physiques dans les phases antérieures à laformation des nuages moléculaires peut avoir un impact significatif sur la compositionchimique de ces derniers. / The chemical evolution from the most diffuse parts of the interstellar medium tothe formation of dense clouds is a continuous process : the chemical composition inone phase depends on the chemical composition in the previous one.However, most studies of the time dependent chemistry in the cold and dense interstellarmedium make strong assumptions on the transition between diffuse and densemedium.The goal of my thesis was to study the chemical evolution of the interstellar mediumfrom the most diffuse parts to the formation of dense clouds in a continuousway.To do so, I used a time dependent gas-grain model that I significantly contributedto improve for the treatment of the surface chemistry. In a first part, I followed a "classical"approach (i.e. : similar to most of the pre-existing studies) to model cold denseclouds. This allowed me to study in details the physical and the chemical mechanismsresponsible for the chemical complexity of dense clouds and to compare the modelpredictions with the existing literature. In a second part, I applied this model to followthe evolution of the chemical composition during the formation process of denseclouds from the diffuse medium. I used results from an hydrodynamical simulation ofthe interstellar medium at galactic scales. This study allowed me to show that the pastphysical history of each particles that form the dense clouds have a significant impacton their chemical composition.