L'existence de molécules interstellaires soulève une question, ces molécules sont-elles les mêmes molécules que nous voyons dans le système Solaire aujourd'hui ? C'est une question toujours ouverte qui implique des conséquences profondes. Il est possible d’éclaircir cette question en étant capables de retracer l'héritage d'un groupe de molécules chimiquement liées, ce que nous appelons un réservoir. Le meilleur outil pour retracer l'héritage des réservoirs sont les rapports isotopiques. L'élément qui montre les plus grandes variations du rapport isotopique dans le système Solaire est l'azote. Ces variations indiquent que le rapport isotopique de l'azote est sensible aux conditions physiques de la formation des étoiles.L'objectif principal de cette thèse est d'identifier les réservoirs d'azote à différents étapes de la formation des étoiles et des planètes. La première étape de cette entreprise était d'identifier le rapport isotopique de la masse principal d'azote du milieu interstellaire local aujourd'hui.Cela a été déterminé égale à 323 ± 30 à partir du rapport CN/C 15 N mesuré dans le disque protoplanétaire autour de TW Hya. Parallèlement à cela, nous avons également mesuré un rapport HCN/HC 15 N=128 ± 36 dans le disque protoplanétaire autour de MWC 480. Ces rapports isotopiques très distinctes mesurées sur les disques protoplanétaires sont une indication claire de la présence d'au moins deux réservoirs d'azote dans les disques protoplanétaires. La façon dont ces réservoirs se séparent est cependant inconnue. Cela pourrait peut-être se produire en raison de réactions de fractionnement chimique ayant lieu dans les cœurs prestellaires. Nous avions donc comme objectif d'obtenir une mesure précise et directe du rapport isotopique de l'azote des molécules d'HCN dans le cœur prestellaire L1498.Pour obtenir cette mesure, l'obstacle le plus important à surmonter était due aux anomalies hyperfines des molécules d'HCN. Ces anomalies hyperfines sont induites par le chevauchement des composants hyperfins. Ceci sont particulièrement sensibles à la densité de colonne d'HCN, mais aussi au champ de vitesses et aux largeurs de raies. Ainsi les anomalies hyperfines sont un outil de mesure de l'abondance d'HCN permettant aussi de sonder la cinématique des cœurs prestellaires.Pour reproduire avec précision les anomalies hyperfines, et ainsi mesurer des densités de colonne précises d'HCN, nous avions besoin d'explorer un espace de paramètres dégénéré de 15 dimensions. Pour minimiser les dégénérescences nous avons obtenu un profil de densité basé sur des cartes du continuum de L1498. Ceci permettant de réduire à 12 dimensions l'espace des paramètres. L'exploration de cet espace de paramètre a été fait grâce à l'utilisation d'un méthode de minimisation MCMC. Grâce à cette exploration, nous avons obtenu HCN/HC 15 N = 338 ± 28 et HCN/H 13 CN = 45 ± 3. Les incertitudes sur ces valeurs sont limités par les erreurs de calibration et sont dé-terminés de manière non arbitraire par le méthode MCMC. Les implications de ces résultats sont discutées dans le chapitre de conclusion,où nous présentons également quelques perspectives sur l'avenir. / The existence of interstellar molecules raises the question, are thesemolecules the same molecules we see on the Solar system today? Thisis still an open question with far reaching consequences. Some lightmay be shed on this issue if we are able to trace the heritage of agroup of chemically linked molecules, a so-called reservoir. The besttool to trace the heritage of reservoirs are isotopic ratios. The elementthat shows the largest isotopic ratio variations in the Solar system isnitrogen. For this is an indication that the isotopic ratio of nitrogen issensitive to the physical conditions during star formation.The main objective of this thesis is to identify the reservoirs of ni-trogen at different stages of star and planet formation. The first stepin this endeavour was to identify the isotopic ratio of the bulk of ni-trogen in the local ISM today. This was determined to be 323 ± 30from the CN/C 15 N ratio in the protoplanetary disk around TW Hya.Along with it we also measured the HCN/HC 15 N= 128 ± 36 in theprotoplanetary disk around MWC 480. This very distinct nitrogen iso-topic ratios on protoplanetary disks are a clear indication that thereare at least two reservoirs of nitrogen in protoplanetary disks. Howthese reservoirs get separated is however unknown. This could pos-sibly happen due to chemical fractionation reactions taking place inprestellar cores. We therefore aimed to obtain an accurate direct mea-surement of the nitrogen isotopic ratio of HCN in the prestellar coreL1498.To obtain this measurement the most important hurdle to overcomewere the hyperfine anomalies of HCN. These hyperfine anomaliesarise due to the overlap of hyperfine components. They are especiallysensitive to the column density of HCN, but also to the velocity fieldand line widths. Thus hyperfine anomalies are a tool to measure theabundance of HCN and to probe the kinematics of prestellar cores.To accurately reproduce the hyperfine anomalies, and thus mea-sure accurate column densities for HCN, we needed to explore adegenerate parameter space of 15 dimensions. To minimise the de-generacies we have derived a density profile based on continuummaps of L1498. This reduced the parameter space to 12 dimensions.The exploration of this parameter space was done through the useof a MCMC minimisation method. Through this exploration we ob-tained HCN/HC 15 N = 338 ± 28 and HCN/H 13 CN = 45 ± 3. Theuncertainties on these values are calibration limited and determinednon-arbitrarily by the MCMC method. Implications of these resultsare discussed in the concluding chapter, where we also present somefuture perspectives.

Les grains de poussière se trouvant dans les nuages moléculaires denses jouent un grand rôle dans la formation de molécules organiques complexes. Ces grains sont recouverts d'un manteau glacé contenant des molécules primitives. Au cours de l'évolution des nuages moléculaires vers des systèmes planétaires, les grains sont soumis à des processus énergétiques transformant la matière organique présente dans les glaces. Les grains finissent par être intégrés dans les petits corps du système solaire tels que les comètes et les astéroïdes. Cette thèse cherche à simuler en laboratoire l'évolution chimique de ces glaces. Des analogues de ces glaces sont formés sur un substrat à basse température, et sont irradiés avec des photons UV et/ou réchauffés afin de simuler les processus astrophysiques. On forme ainsi un résidu organique que l'on caractérise grâce à la spectroscopie infrarouge à transformée de Fourier (IRTF) et la spectrométrie de masse à très haute résolution (VHRMS) par Orbitrap.Nous avons d'abord effectué des études mécanistiques centrées autour de la formation d'aminoalcools et d'hydroxynitriles lors du réchauffement de glaces contenant de l'acétaldéhyde (CH$_3$CHO) ou de l'acétone ((CH$_3$)$_2$CO) avec NH$_3$, HCN et H$_2$O. Nous avons ensuite étudié la composition globale de résidus issus de l'irradiation et du réchauffement de glaces contenant H$_2$O, CH$_3$OH, et NH$_3$. Nous présentons une nouvelle approche pour interpréter les données Orbitrap de ces résidus. Les similarités trouvées avec des analyses de matière organique météoritique issues de la littérature laissent à penser qu'une partie de son évolution pourrait être semblable à celle de nos résidus. / Dust grains located in dense molecular clouds play a major role in the formation of complex organic molecules. These grains are covered by icy mantles containing primitive molecules. Dense molecular clouds can collapse and lead to the formation of planetary systems such as our own. During this evolution, the grains are exposed to energetic processes which transform the organic matter inside the ices. The grains are ultimately incorporated into small solar system bodies such as comets and asteroids, which can then contribute to the exogenous delivery of organic matter on Earth. In this context, this thesis focuses on simulating the chemical evolution of ices. To that end, ice analogues are formed by condensing a relevant gas mixture on a cold substrate. These interstellar ice analogues are irradiated with UV photons and/or heated in order to simulate astrophysical processes. An organic residue is formed which we characterized with Fourier transform infrared spectroscopy (FTIR) and very high resolution mass spectrometry (VHRMS) by Orbitrap.First, we performed mechanistic studies focused on the formation of aminoalcohols and hydroxynitriles from the warming of ices containing acetaldehyde (CH$_3$CHO) or acetone ((CH$_3$)$_2$CO) with NH$_3$, HCN and H$_2$O. Secondly, we studied the global composition of residues made from irradiation and warming of ices containing H$_2$O, CH$_3$OH, and NH$_3$. We present a new approach to interpret Orbitrap data of the residues. Similarities observed with meteoritic organic matter analyses found in the literature could mean that some of the evolution that led to meteoritic organic matter is shared with the evolution of our residues.

Le milieu interstellaire ainsi que certaines atmosphères de corps planétaires, en particulier Titan, un des plus grands satellites du système solaire, présentent une grande diversité d'espèces chimiques. Cette chimie complexe est très différente de celle que nous connaissons sur Terre. Pour comprendre les phénomènes globaux qui s'y déroulent, une connaissance des réactions chimiques, de leur vitesse et de leurs produits est requise. A l'aide de la technique CRESU, nous sommes capables de reproduire certaines conditions des milieux les plus froids de l'espace et d'étudier ces réactions. / The interstellar medium and some atmospheres of planetary bodies, in particular Titan, one of the largest satellites of Saturn, present a large variety of chemical species. This complex chemistry is very different from the one we know on Earth. To understand the global phenomenon that happen in these environments, we need to understand the chemical reactions, their reaction rate and their products. With the CRESU technique, we are able to reproduce partially the coldest environments of space to study these reactions.

Dans ce travail on étudie la structure et la dynamique de la surface de la glace à basse température, ainsi que ses différentes interactions avec les gaz. En premier lieu, on caractérise la surface de différents types de glaces à partir de la comparaison des propriétés d'adsorption de l'azote et de l'argon. Pour la glace hexagonale, l 'étude a été centrée sur les poudres obtenues par broyage de monocristaux à 77K. On met en évidence le caractère polaire de ce type de surface, puis on analyse la réduction de capacité d'adsorption observée après recuit à plus haute température (>190K). Un mécanisme de diffusion des molécules d'eau est proposé pour interpréter ces cinétiques d'évolution de la surface. On montre ensuite que la glace amorphe condensée sous vide à 77K possède une structure poreuse, la quantité et la distribution de la taille des pores dépendant des conditions de condensation. Il apparait en outre qu'une très grande instabilité caractérise ces condensats. Une interprétation des propriétés de ces condensats de glace est proposée à l ' aide des modéles d'agrégations. Une étude de la formation et de la décomposition des clathrates hydrates de CO2 par interaction gaz-glace est ensuite menée à basse température ( autour de 200K) . On met en évidence un mécanisme de croissance de la structure clathrate controlé par une diffusion des molécules d'eau. Pour la décomposition, les résultats suggérent un mécanisme de diffusion du gaz à travers le réseau clathrate suivi de la réorganisation de cette structure. Ces différents résultats sont appliqués à deux problèmes de l'astrophysique: Dans le cas des grains interstellaires , on montre que les taux de synthèse de l'hydrogène moléculaire doivent être très élevés à la surface d'un grain de glace amorphe et poreux. Pour les comètes, on analyse les différents mécanismes de dégazage pouvant avoir lieu au cours de l'évolution thermique du noyau. En particulier, on met en évidence l'impossibilité de déduire l'existence de clathrates hydrates à partir de l'observation des productions de gaz et on pose les bases d'un nouveau type de modèle d'évolution des noyaux comètaires.

La distribution tridimensionnelle de la matière interstellaire (ou milieu interstellaire, MIS) dans la Galaxie est un outil très général encore peu développé aujourd'hui, une raison majeur étant la difficulté d'estimer les distances aux complexes nuageux, une situation qui va changer très prochainement grâce à la mission Gaia. En effet, la détermination des distances aux nuages fait appel à la technique des mesures d'absorption le long des lignes de visée vers les étoiles, et donc requiert les valeurs de leurs distances, lesquelles seront précisément mesurées par Gaia. Une des techniques permettant d'estimer la structure 3D du MIS est l'inversion des colonnes absorbantes de gaz et de poussière mesurées vers un grand nombre d'étoiles situées à différentes distances et dans différentes directions. Le travail présenté dans cette thèse contribue à la constitution des bases de données nécessaires à cette technique, pour le milieu interstellaire proche, à l'étude des résultats de ces inversions, ainsi qu'aux liens entre différents traceurs de la matière interstellaire. L'ensemble se place dans la perspective des avancées qui seront permises en ce domaine grâce à Gaia et aux programmes en support à la mission. Le titre de cette thèse fait en ce sens référence aux utilisations des cartographies du MIS proche comme test des outils d'inversion qui doivent être développés vers les plus grandes échelles dans le contexte de la mission, et d'autre part aux utilisations des cartes comme supports à la détermination des paramètres stellaires, en fournissant des contraintes sur le rougissement lorsque celui-ci ne peut être déduit de façon indépendante par les observations spectroscopiques. Une première partie concerne l'acquisition et l'analyse de données spectroscopiques, avec en particulier la correction des raies telluriques et l'extraction des informations sur les raies interstellaires du sodium neutre NaI et du calcium ionisé CaII. Une deuxième partie présente l'ensemble des résultats. Une troisième partie est consacrée aux distributions 3D obtenues par inversion de la base ainsi augmentée, et à la recherche de liens entre les nuages denses proches reconstruits en 3D et les mesures d'émission radio par HI et CO. Une quatrième partie est une étude préparatoire aux analyses des relevés spectroscopiques en support à Gaia. Un premier volet est l'étude des incertitudes liées à la saturation des raies interstellaires du sodium neutre pour les étoiles distantes et aux méthodes potentielles pour les réduire. Un second volet est consacré à l'extraction de deux bandes interstellaires diffuses et à l'étude de leur corrélation avec les autres traceurs, ainsi qu'aux interprétations des valeurs anormales de ces bandes diffuses. Le but premier de ces études est la recherche d'une évaluation de l'extinction indépendante des mesures photométriques de Gaia, pour les objets distants.

Les carbones amorphes hydrogénés (a–C:H ou HAC) constituent une composante importante de la poussière interstellaire. Ces grains hydrocarbonés sont observés au travers de bandes d’absorption IR à 3.4, 6.9 et 7.3 microns, caractéristiques des vibrations des liaisons C-H aliphatiques. Leurs signatures spectrales sont détectées dans le milieu interstellaire diffus de différentes lignes de visée de la Voie Lactée, mais aussi de nombreuses autres galaxies. Cette thèse porte sur l’étude de ces a–C:H interstellaires, à la fois au travers d’observations de ces poussières, et grâce à la synthèse et la caractérisation d’analogues de laboratoire.Une première partie de mon travail de thèse est consacrée à l’observation de la bande à 3.4 microns des a–C:H du milieu interstellaire diffus galactique en direction de la source IRAS 18511+0146. La bande d’absorption des modes d’élongation C-H détectée dans cette direction, vers différentes lignes de visée proches les unes des autres, présente des profondeurs optiques similaires et les plus fortes observées dans la Voie Lactée en dehors du centre galactique. Différentes interprétations de la profonde bande dans cette direction sont discutées.Des analogues de ces poussières carbonées aliphatiques ont été synthétisés en laboratoire, sous forme de films, grâce à un plasma, et reproduisent bien les bandes IR observées dans le milieu interstellaire diffus. Ces échantillons ont été caractérisés par spectroscopie d’absorption dans l’UV-visible et l’IR.Puisque les a–C:H émettent un rayonnement visible après absorption de photons UV ou visibles, une partie de la thèse est consacrée à une étude systématique de cette photoluminescence. Pour la première fois, les rendements absolus et intrinsèques de photoluminescence d’a–C:H sont déterminés pour une large gamme de longueurs d’onde d’excitation. Les propriétés de la photoluminescence des a–C:H sont confrontées aux observations de l’Emission Rouge Etendue, une large bande d’émission interstellaire dont les porteurs ne sont pas identifiés.Afin de déduire l’influence des rayons cosmiques sur ces poussières carbonées, les analogues produits ont été irradiés par différents ions énergétiques dont le dépôt d’énergie est similaire à celui du rayonnement cosmique interstellaire. Les effets induits ont été suivies par IR. L’analyse de la déshydrogénation des a–C:H observée au travers de la disparition progressive des bandes des C-H aliphatiques permet de déduire l’évolution de ces poussières interstellaires et de leurs signatures spectrales sous l’effet des rayons cosmiques. La destruction induite par les rayons cosmiques est comparée aux effets de l’exposition aux photons UV et aux atomes d’hydrogène afin d’interpréter l’évolution de la bande d’absorption à 3.4 microns observée dans le milieu interstellaire diffus, mais pas dans les nuages denses. / The hydrogenated amorphous carbons (a–C:H or HAC) are an important component of interstellar dust. These hydrocarbon grains are observed through IR absorption bands at 3.4, 6.9 and 7.3 microns, due to aliphatic C-H bond vibrations. Their spectral signatures are detected in the diffuse interstellar medium along several sight lines in the Milky Way and in many external galaxies. This thesis deals with the study of such interstellar a–C:H, both through their astrophysical observation and the synthesis and characterisation of laboratory analogues.A first part of this PhD work concerns the 3.4 microns band observation in the galactic diffuse interstellar medium in the direction of IRAS 18511+0146 source. The C-H stretching mode absorption band detected toward several lines of sight of this cluster has the strongest optical depths observed in the Milky Way outside the galactic center. Different interpretations for this deep absorption band in this direction are discussed.Analogues of the amorphous carbonaceous dust component have been produced in the laboratory with a plasma source. Their IR spectra are in excellent agreement with the absorption bands observed in the diffuse interstellar medium. The samples have been characterised by UV-visible and IR absorption spectroscopy.Since a–C:H emit a visible radiation when they absorb UV or visible photons, a systematic study of this photoluminescence is performed. For the first time, the absolute and intrinsic photoluminescence yield of a–C:H is measured for a broad range of excitation wavelengths. The photoluminescence properties of a–C:H is compared to observations of the Extended Red Emission, a large interstellar emission band whose carriers are not identified.To infer the influence of cosmic rays on this carbonaceous dust, the produced analogues have been irradiated by different swift ions, similar to interstellar cosmic rays. The induced modifications have been monitored by their IR spectrum. The a–C:H dehydrogenation is observed through the progressive disappearance of the aliphatic C-H bands. Its analysis allows us to deduce the evolution of the a–C:H dust and its spectral signatures under cosmic ray exposition. The destruction due to cosmic rays is compared to the effects induced by exposure to UV photons and hydrogen atoms, in order to interpret the evolution of the absorption band at 3.4 microns observed in the diffuse interstellar medium, but not in dense clouds.

L'objectif principal de mon travail de thèse est de comprendre les processus qui agissent sur la poussière pendant le couplage entre le milieu interstellaire galactique et le milieu intra-amas. Ce processus est d'intérêt particulier dans les phénomènes violents comme les interactions galaxie-galaxie ou le "Ram Pressure Stripping" causé par la chute d'une galaxie vers le centre de l'amas.Initialement, je me suis concentré sur le problème de la destruction de la poussière et le processus de chauffage, en re-visitant les modèles présents en littérature. J'ai particulièrement insisté sur les cas des environnements extrêmes comme le gaz chaud de type coronale (e.g., IGM, ICM, HIM) et les chocs interstellaires générés par les supernovae. Sous ces conditions les petits grains sont détruits rapidement et les gros grains sont chauffés par les collisions avec les électrons énergétiques, en rendent la distribution spectral d'énergie de la poussière très différente de ce qu'on observe dans le milieu interstellaire diffus.Pour tester nos modèles j'ai les appliqués au cas d'une galaxie en interaction, NGC 4438. Les données Herschel de cette galaxie indiquent la présence de la poussière avec une température plus élevée de ce qu'on s'attendait.Avec une analyse à plusieurs longueurs d'onde on montre que cette poussière chaude semble être dans un gaz ionisé et chaud et donc subir à la fois le chauffage collisionnel et la destruction des petits grains.De plus, je me suis focalisé sur l'énigme de longue date à propos de la différence entre les échelles de temps de destruction et formation de la poussière dans la Voie Lactée. Basées sur l'efficacité de destruction de la poussière dans les chocs interstellaires, les estimations précédentes portent à une durée de vie de la poussière plus courte que l'échelle de temps typique de sa formation dans les étoiles AGB. En utilisant un modèle de poussière récent et les dernières estimations pour l'évolution de la poussière, on a réévalué la durée de vie de la poussière dans notre Galaxie. Finalement, j'ai tourné mon attention au phénomène de "Ram Pressure Stripping''. La galaxie ESO 137-001 représente un des meilleurs cas pour étudier cet effet. Sa longue queue H2 intégrée dans une queue de gaz chaud et ionisé soulève des questions sur son possible arrachement de la galaxie ou sa formation en aval dans la queue. Basé sur des récentes simulations numériques, j'ai montré que la formation des molécules de H2 sur la surface des grains dans la queue est un scénario viable. / The main goal of my PhD study is to understand the dust processing that occurs during the mixing between the galactic interstellar medium and the intracluster medium. This process is of particular interest in violent phenomena such as galaxy-galaxy interactions or the "Ram Pressure Stripping'' due to the infalling of a galaxy towards the cluster centre.Initially, I focus my attention to the problem of dust destruction and heating processes, re-visiting the available models in literature. I particularly stress on the cases of extreme environments such as a hot coronal-type gas (e.g., IGM, ICM, HIM) and supernova-generated interstellar shocks. Under these conditions small grains are destroyed on short timescales and large grains are heated by the collisions with fast electrons making the dust spectral energy distribution very different from what observed in the diffuse ISM.In order to test our models I apply them to the case of an interacting galaxy, NGC 4438. Herschel data of this galaxy indicates the presence of dust with a higher-than-expected temperature.With a multi-wavelength analysis on a pixel-by-pixel basis we show that this hot dust seems to be embedded in a hot ionised gas therefore undergoing both collisional heating and small grain destruction.Furthermore, I focus on the long-standing conundrum about the dust destruction and dust formation timescales in the Milky Way. Based on the destruction efficiency in interstellar shocks, previous estimates led to a dust lifetime shorter than the typical timescale for dust formation in AGB stars. Using a recent dust model and an updated dust processing model we re-evaluate the dust lifetime in our Galaxy. Finally, I turn my attention to the phenomenon of "Ram Pressure Stripping''. The galaxy ESO 137-001 represents one of the best cases to study this effect. Its long H2 tail embedded in a hot and ionised tail raises questions about its possible stripping from the galaxy or formation downstream in the tail. Based on recent hydrodynamical numerical simulations, I show that the formation of H2 molecules on the surface of dust grains in the tail is a viable scenario.