Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

La caractérisation du champ magnétique interstellaire de notre Galaxie représente un enjeu majeur de l'astrophysique. Une meilleure connaissance de ses propriétés, en particulier de sa structure, constituerait en effet un atout important pour de nombreux domaines de recherche allant de l'étude des rayons cosmiques à la dynamique de la Galaxie en passant par l'évolution du milieu interstellaire et la formation stellaire. Des observations radio récentes ont permis de mettre en évidence des caractéristiques communes dans la structure magnétique de galaxies proches semblables à la Voie Lactée. Lorsque les galaxies sont vues de face, les lignes de champ magnétique forment un motif en spirale proche de celui observé dans le visible. Lorsque les galaxies sont vues par la tranche, les lignes de champ magnétique sont parallèles au plan galactique dans le disque et ont une forme dite en "X" dans le halo. Il est dès lors naturel de se poser la question de la présence d'une telle structure en X dans le halo de notre propre Galaxie. L'objectif du travail que j'ai effectué lors de mes trois années de thèse a consisté à tenter d'apporter des éléments de réponse à cette question. Les difficultés sont principalement de deux ordres : d'une part, notre position, à l'intérieur de la Voie Lactée ne nous permet pas d'avoir une vision globale de sa structure magnétique à grande échelle ; d'autre part, le champ magnétique est inaccessible à une observation directe, il est donc nécessaire de mettre en oeuvre des techniques indirectes estimant certaines des caractéristiques du champ magnétique à partir de l'effet qu'il peut avoir sur une observable donnée. Pour ma part, j'ai basé mon travail sur l'effet de rotation Faraday. J'ai tout d'abord constitué une carte de référence observationnelle de la profondeur Faraday de notre Galaxie associée au champ magnétique à grande échelle. Pour cela, j'ai dû développer un modèle simple de champ magnétique turbulent afin de pouvoir en soustraire sa contribution à la profondeur Faraday de celle du champ magnétique total. J'ai ensuite construit des cartes théoriques de la profondeur Faraday de notre Galaxie basées sur un ensemble de modèles analytiques du champ magnétique à grande échelle compatibles avec différentes contraintes (théoriques et observationnelles) et dépendant d'un nombre raisonnable de paramètres libres. J'ai finalement ajusté les valeurs de ces paramètres au travers d'une laborieuse phase d'optimisation. Mon manuscrit se décompose en quatre chapitres principaux. Au chapitre 1, je présenterai le contexte de mon travail et j'énoncerai divers résultats généraux utiles à mon étude. Au chapitre 2, je passerai en revue l'ensemble des éléments nécessaires à ma modélisation et j'insisterai particulièrement sur le jeu de modèles analytiques de champ magnétique que j'ai utilisés. Au chapitre 3, je décrirai les procédures de simulation et d'optimisation. Au chapitre 4, je présenterai mes résultats. Dans ce dernier chapitre, je dériverai les valeurs des paramètres des différents modèles de champ conduisant au meilleur accord avec les observations, je tâcherai de préciser le rôle de chaque paramètre et son impact sur la carte théorique, et je discuterai les géométries autorisées dans les différents cas. Je montrerai que l'accord modèle-observation est légèrement meilleur avec un champ du halo bisymétrique qu'avec un champ du halo axiisymétrique et que dans le premier cas, un motif en X apparaît naturellement dans les cartes de polarisation alors que le champ magnétique est horizontal dans le second cas. / Characterization of the interstellar magnetic field of our Galaxy is a major challenge for astrophysics. A better understanding of its properties, particularly its structure, would be valuable in many research areas, from cosmic-ray studies to Galactic dynamics and including interstellar medium evolution and star formation. Recent radio observations uncovered common characteristics in the magnetic structure of nearby galaxies similar to the MilkyWay. In face-on galaxies, magnetic field lines appear to form a spiral pattern similar to that observed in the optical. In edge-on galaxies, magnetic field lines appear to be parallel to the galactic plane in the disc and X-shaped in the halo. One may naturally wonder whether such an X-shape structure is also present in the halo of our own Galaxy. The purpose of the work performed during my three years as a Ph.D. student was to try and provide some answers to this question. There are two major difficulties : on one hand, our location within the Milky Way does not mate it to have a global view of its large-scale magnetic structure; on the other hand, the magnetic field is not directly observable, so it is necessary to implement indirect techniques, based on the effect the magnetic field can have on a given observable, to estimate some characteristics of the magnetic field. My own work is based on Faraday rotation. I first built an observational reference map of the Faraday depth of our Galaxy associated with the large-scale magnetic field. To that end, I had to develop a simple model of the turbulent magnetic field in order to substract its contribution to the Galactic Faraday depth from that of the total magnetic field. I then constructed theoretical maps of Galactic Faraday depth based on a set of analytical models of the large-scale magnetic field that are consistent with various (theoretical and observational) constraints and depend on a reasonable number of free parameters. Finally I fitted the values of these parameters through a challenging optimization phase. My manuscript is divided into four main chapters. In Chapter 1, I present the context of my work as well as various general results useful for my study. In Chapter 2 I review all the elements required for my modeling, with emphasis on the set of analytical models used. In Chapter 3, I describe my simulation and optimization procedures. In Chapter 4 I present my results. In this final chapter, I derive the parameter values of the different field models that lead to the best fit to the observations, I try to identify the role of each parameter and its impact on the theoretical map, and I discuss the different geometries allowed in the various cases. Finally, I show that the fit to the observational map is slightly better with a bisymmetric halo field than with an axisymmetric halo field, and that an X-shape pattern in polarization maps naturally arises in the first case whereas the field appears to remain mainly horizontal in the second case.

Cette thèse est dédiée à l'étude de la polarisation de la poussière interstellaire et est principalement basée sur l'analyse des données du satellite Planck. Tout d'abord, nous caractérisons le biais sur les paramètres de polarisation déduits des données. Nous avons mis en évidence que ce biais dépend non seulement du niveau de bruit, mais également de la corrélation entre les bruits sur les paramètres de Stokes. Nous avons développé des méthodes optimisées d'estimation de la fraction de polarisation, de l'angle de polarisation et de la fonction de dispersion de l'angle de polarisation, qui tiennent compte de la forme des matrices de covariance du bruit. Nous avons montré pour la première fois que le comportement du biais sur la fonction de dispersion d'angle est non trivial, et nous avons proposé une méthode pour évaluer la limite supérieure du biais que nous avons appliqué aux données Planck de la bande à 353 GHz. Nous avons étudié la corrélation entre la fraction de polarisation et la fonction de dispersion d'angle, ainsi que la corrélation entre la fraction de polarisation et la densité de colonne de gaz, sur de grandes fractions du ciel. Ceci nous a permis de mettre en évidence que la structure à 3 dimensions du champ magnétique affecte fortement la fraction de polarisation observée. Lorsque la direction du champ magnétique change le long de la ligne de visée ou dans le faisceau du télescope, on observe que la fraction de polarisation diminue. Nous avons comparé ce résultat à des simulations numériques basées sur la MHD magnétohydrodynamique). Une dépendance similaire de la fraction de polarisation avec la géométrie du champ magnétique y est observée. La diminution de la fraction de polarisation avec la densité de colonne était observée dans les nuages moléculaires dans des études précédentes. Nous avons généralisé ce résultat comme étant également caractéristique du milieu diffus à grande échelle. En combinaison avec les résultats des simulations MHD où un comportement similaire est observé, ceci indique que la diminution de la fraction de polarisation est principalement due aux changements de direction du champ magnétique le long de la ligne de visée. Nous avons pour la première fois déterminé la limite inférieure de la fraction de polarisation maximale réelle bservée avec Planck. Cette limite pourrait correspondre au niveau de polarisation intrinsèque de la poussière interstellaire dans les conditions les plus favorables de la géométrie du champ magnétique. De plus, la comparaison entre la polarisation en émission et en extinction nous a permis d'établir le rapport entre la fraction de polarisation dans les domaines sub-millimétrique et visible. Ce résultat apporte une contrainte forte pour de futurs modèles de la poussière interstellaire. Enfin, nous avons effectué une étude préliminaire sur les propriétés en polarisation des associations de coeurs froid détectés avec Planck. Cette analyse statistique nous permet de confirmer la diminution de la fraction de polarisation dans ces milieux, par rapport à l'environnement local à grande échelle. Nous discutons son origine en termes de perte d'efficacité de l'alignement des grains dans ces associations de coeurs denses. / This thesis is dedicated to the study of Galactic dust polarization and is mostly based on the analysis of the Planck satellite data. First, we characterize the bias on polarization parameters which are derived from the measurements. We have evidenced that it depends not only on the noise level but also on the noise correlation between the Stokes parameters. We have developed optimized methods to estimate the polarization fraction, angle and angle dispersion function, that take into account the shape of the noise covariance matrices. The peculiarity of the bias on the polarization angle dispersion function is shown for the first time, and a method for the evaluation of the upper limit on the bias is proposed and applied to the Planck 353 GHz data. We study the correlation between the polarization fraction and the polarization angle dispersion function, and also the correlation between the polarization fraction and the gas column density, over large fractions of the sky. As a result, we show that the three-dimensional structure of the magnetic field highly affects the observed polarization fraction. When the magnetic field direction changes along the line of sight or within the telescope beam, the observed polarization decreases. We observe a similar dependance of the polarization fraction with the magnetic field geometry in MHD (magnetohydrodynamics) simulations. We have evidenced the systematic decrease of the polarization fraction with column density, previously observed only in dense molecular clouds, to be general also at large scales and in the diffuse ISM. In combination with the results from MHD simulations, where a similar behavior is observed, this observational fact indicates that the decrease in the polarization fraction is mostly due to the magnetic field tangling along the line of sight. We derive for the first time the lower limit of the maximum polarization fraction observed with Planck, which could correspond to the dust intrinsic polarization fraction when the field geometry is most favorable. In addition, comparing polarization in emission with Planck and in extinction from stars observations, we find a high sub-millimeter to visible polarization fraction ratio, which will be a strong constraint for future dust models. Finally, we have performed a preliminary study on the polarization properties of Galactic cold clumps detected with Planck. This statistical analysis allows us to confirm the existence of a significant drop of the polarization fraction in the clumps, relatively to the local large scale environment. We discuss its origin in terms of efficiency loss of grain alignment in these dense clumps.

Cette thèse est consacrée à l'étude de la structure, de la composition et de l'évolution physico-chimique de la poussière interstellaire riche en oxygène (silicates et oxydes). Ce travail s'appuie sur les données spectroscopiques infrarouges (2-200 µm) du satellite ISO (Infrared Space Observatory). L'interprétation des données est effectuée par la modélisation des objets étudiés ainsi que par une approche expérimentale visant à simuler la poussière cosmique et les divers processus physiques auxquels elle est soumise dans le Milieu Interstellaire (MIS). La poussière silicatée est formée dans les enveloppes entourant les étoiles en fin de vie riches en oxygène (étoiles AGB). Sous l'action des vents stellaires, elle est injectée dans le MIS dans lequel elle réside la majeur partie de sa vie. Elle est finalement détruite dans le MIS ou incorporée, lors de l'effondrement gravitationnel de nuages moléculaires, dans de nouvelles étoiles et systèmes (proto-) planétaires. L'étude détaillée de la poussière silicatée à sa formation, autour des étoiles évoluées, et à la fin de son évolution, autour des objets protostellaires montre que sa composition et sa structure sont différentes au début et à la fin de son cycle d'évolution. En effet, les silicates nouvellement formées sont principalement composés d'olivine amorphe et de 20 à 25 % de silicates cristallins alors qu'autour des protoétoiles, les grains silicatés sont poreux et composés de pyroxènes et d'aluminosilicates amorphes (à plus de 90 %) ainsi que d'oxyde de fer. La disparition des silicates cristallins et le changement de composition olivine --> pyroxène mis en évidence pourraient être dus, comme le montre les expériences de simulations d'irradiation d'olivine cristalline par des ions He+ de 4 et 10 keV, à l'irradiation des grains par des ions légers accélérés dans les chocs se propageant dans le MIS à la suite de l'explosion de supernovae.

Ce travail est dédié à la compréhension de l'émission du dihydrogène (H2 ) dans les phases actives de l'évolution des galaxies. La découverte d'une nouvelle population de sources extragalactiques avec un spectre dans l'infrarouge moyen dominé par les raies d'émission de H2 est un résultat inattendu des observations spectroscopiques du satellite Spitzer. La faiblesse des bandes d'émission des poussières et des raies du gaz ionisé par rapport à celles de H2 indique la présence de grandes quantités de gaz H2 (jusqu‘à 10^10 M⊙ au centre des amas de galaxies) avec peu de formation d'étoiles, contrairement à ce qui est observée dans les galaxies standard. Une interprétation physique de l'émission H2 associée à une collision à grande vitesse (1000 km/s) entre galaxies dans le Stephan's Quintet (SQ) est d'abord présentée. La dissipation de l'énergie cinétique de la collision crée un milieu multi phases où des fragments de gaz molécu- laire coexistent avec un plasma de gaz chaud (∼ 5 × 10^6 K) émetteur en rayons X. Notre interprétation relie la structure multi phases du gaz post-choc à la structure en densité du gaz pré-choc. L'interaction dynamique entre les phases entretient un cycle où H2 se forme à partir de gaz atomique chaud qui se refroidit puis est excité de manière répétée avant d'être détruit. A ce cycle est associée une cascade énergétique où l'énergie cinétique du gaz alimente une turbulence supersonique dans le gaz moléculaire. Le rayonnement H2 est associé à la dissipation de l'énergie turbulente. Les résultats de nouvelles observations moyen-infrarouge et radio dans le choc de SQ sont présentés. L'émission de la poussière et du gaz CO associé au gaz H2 est détectée. Le gaz CO est extrêmement turbulent, ce qui pourrait expliquer pourquoi la formation stellaire est si peu efficace dans cet environnement. Pour tester notre interprétation de l'émission de H2 , les résultats de la modélisation de l'émission de la poussière associée au gaz H2 , ainsi que les perspectives observationelles apportées par le satellite Herschel, sont discutés. Ces observations et ce travail théorique inscrivent l'étude du gaz moléculaire dans le cadre de la formation et de l'évolution des galaxies. Les mêmes caractéristiques d'émission H2 sont observées dans les interactions entre galaxies, la rétroaction de la formation stellaire et celle des noyaux actifs de galaxies sur le milieu interstellaire, ainsi que l'accrétion de gaz dans les amas. Un dénominateur commun de ces phases violentes de l'évolution des galaxies est la libération d'énergie mécanique en quantité suffisante pour affecter globalement le milieu interstellaire. Cette interprétation est étendue à l'émission H2 des radio-galaxies où le jet relativiste est la source d'énergie mécanique. Dans les deux cas, le gaz moléculaire apparaît comme un acteur de l'évolution dynamique des galaxies en amont de la formation stellaire. Cette thèse présente également un travail d'analyse des tests de qualité optique réalisés au CEA sur l'instrument MIRI, une caméra moyen-infrarouge qui sera intégrée sur le futur télescope spatial JWST. Cet instrument permettra d'étendre ce travail de thèse à haut redshift, pour comprendre l'impact du gaz moléculaire sur l'évolution des galaxies lorsque l'Univers était plus jeune. Cette étude servira de base pour de futurs programmes d'observations avec le JWST.

L'un des constituants essentiels du milieu interstellaire est<br />l'hydrogène atomique neutre. Une méthode classique, mais efficace,<br />pour étudier ce constituant est l'observation de la transition<br />hyperfine à 21 cm de longueur d'onde de l'hydrogène neutre.<br />L'observation de cette raie en émission peut être complétée utilement<br />par la mesure de la raie en absorption sur le rayonnement continuum<br />des radiosources discrètes. Le profil d'absorption donne la<br />profondeur optique de l'hydrogène neutre sur la ligne de visée, ce<br />qui, comparé avec le profil d'émission, permet en principe de<br />déterminer la densité de colonne et la température d'excitation de<br />l'hydrogène dans la direction étudiée.<br /><br />Nous présentons ici des observations de profils d'absorption à 21 cm<br />dans la direction de 819 radiosources extragalactiques, effectuées<br />avec le radiotélescope de Nançay (Chapitre II). Nous discutons<br />l'efficacité de cet instrument pour ce genre de mesure (Appendice au<br />Chapitre II).<br /><br />Nous nous servons ensuite de l'échantillon des composantes<br />d'absorption détectées (300 à |b| > 10°) pour effectuer une analyse<br />statistique des nuages d'hydrogène proches. L'étude des vitesses<br />radiales permet d'obtenir le mouvement du Soleil par rapport au gaz<br />interstellaire local ; en retrouvant l'effet moyen de la rotation<br />galactique différentielle, nous déterminons la distance moyenne des<br />nuages d'hydrogène neutre au plan galactique, ainsi que la dispersion<br />de vitesse radiale de ces nuages (Chapitre IIl).<br /><br />Nous étudions quelques biais observationnels qui affectent notre<br />échantillon : le mélange des composantes spectrales provenant de<br />nuages de vitesses radiales voisines, la présence de composantes<br />spectrales parasites dues à la contamination des profils d'absorption<br />par la raie à 21 cm en émission (Chapitre IV, 1 et 2). Puis nous<br />présentons l'histogramme des dispersions de vitesse interne des nuages<br />(Chapitre IV, 5). Nous essayons ensuite de déterminer la distribution<br />des profondeurs optiques des nuages, ainsi que la probabilité de<br />rencontrer un nuage de profondeur optique donnée sur une ligne de<br />visée, en tenant compte des biais et de la sensibilité des<br />observations (Chapitre IV, 4). La comparaison de nos résultats avec<br />les prédictions de certains modèles descriptifs récents du milieu<br />interstellaire indique que ces modèles doivent être révisés (Chapitre<br />IV, 5).<br /><br />Dans le but de préciser les rapports entre nuages moléculaires denses<br />et nuages d'hydrogène neutre diffus, nous avons effectué des<br />observations des raies radio du radical hydroxyle et de la molécule de<br />monoxyde de carbone dans certaines des directions où l'absorption à 21<br />cm est connue. La présence de molécules dans quelques nuages diffus<br />suggère une continuité entre nuages diffus et nuages moléculaires<br />(Chapitre 7).

Cette thèse s'attache à l'étude du milieu interstellaire (MIS) des galaxies proches afin de mieux comprendre les processus physiques de ses composantes de gaz et de poussière. Nous nous sommes principalement concentrés sur les galaxies de faible métallicité pour étudier l'influence de l'enrichissement en métaux sur les propriétés du MIS. Les études précédentes ont montré que les densités spectrales d'énergie (SED) des galaxies à faible métallicité présentaient des différences notables avec celles des galaxies plus massives. Le rapport en masse poussière sur gaz (D/G) semble d'ailleurs dépendre de la métallicité. L'observation de ces galaxies conduit souvent à la détection d'un excès submm qui n'est pas pris en compte dans la modélisation actuelle des SEDs. Des études complémentaires sont donc nécessaires pour comprendre les phénomènes physiques liés aux différentes populations de grains de poussière responsables de l'émission IR/submm et d'en sonder les composantes froides. Nous avons adopté une approche multi-longueur d'onde pour modéliser les SEDs de 4 galaxies à faible métallicité observées avec LABOCA (870 μm). La fraction de poussière froide de ces galaxies semble être importante au regard de leur masse totale. Certains D/Gs ne correspondent pas aux prédictions des modèles d'évolution chimique et suggérent la présence de réservoirs de gaz moléculaire non détecté par les observations actuelles en HI et CO. Nous avons élargi cet échantillon à un intervalle plus varié de métallicité et montré que les contraintes submm affectent significativement la masse de poussière totale. La modélisation des galaxies riches en poussière dont les SEDs piquent généralement à grande longueur d'onde nécessite des contraintes submm pour échantillonner à la fois le pic et la pente submm de leur SED. Les galaxies à faible métallicité, quant à elles, peuvent présenter un excès en submm. Cet excès a des conséquences importantes sur la quantification de la masse de poussière et sur la caractérisation de cette poussière froide. Il nous fallait maintenant faire l'inventaire complet de cette population froide de grains et résoudre les principaux acteurs de l'émission IR et submm dans les régions massives de formation d'étoiles et dans les nuages moléculaires. Nous avons obtenu des observations LABOCA du complexe N158/N159/N160, une région intense de formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan, située au sud de 30 Doradus. La proximité du nuage de Magellan nous permet de résoudre des structures de quelques parsecs à 870 μm avec LABOCA. Cela permet d'effectuer une étude spatiale de l'évolution des SEDs à travers le complexe afin d'étudier la distribution de température des grains. Je compare également la distribution IR et submm avec les observations déjà disponibles en HI, CO et Hα afin notamment de réaliser une étude spatiale du D/G. Je présente enfin les premières images Herschel des galaxies NGC 6822 et NGC 1705 observées lors de la phase SD du télescope lancé en mai 2009. Pour NGC 6822, nous avons modélisé les SEDs de régions HII ainsi que de régions moins actives. Les SEDs des régions HII présentent des intervalles de températures plus chauds. Nous obtenons des masses de poussières importantes lorsque les graphites sont utilisés pour décrire la poussière carbonnée. L'utilisation de grains de carbone amorphe diminue ces masses de poussière. Cela semble indiquer que les modèles de SED incluant des données Herschel nécessitent l'utilisation des propriétés différentes des poussière.

Des positrons s'annihilent dans les régions centrales de notre Galaxie. Ce fait est établi depuis la détection d'une forte émission de la raie à 511 keV en direction du centre Galactique. Cette raie gamma est émise lors de l'annihilation de positrons avec des électrons. Grâce à SPI, le spectro-imageur de l'observatoire spatial INTEGRAL, nous pouvons maintenant caractériser précisément cette raie d'émission. <br />Cette thèse présente une étude de l'émission d'annihilation des positrons basée sur la modélisation des interactions entre les positrons et les différentes composantes du milieu interstellaire. Les modèles présentés s'appuient sur les récents développements de nos connaissances des caractéristiques du milieu interstellaire dans les régions centrales de la Galaxie, où la majorité des positrons semblent s'annihiler, et la physique des positrons (production, propagation, annihilation). Afin d'obtenir des contraintes sur les sources des positrons et les sites d'annihilation, les résultats des modèles sont comparés aux données fournies par SPI.

Les galaxies sont des systèmes complexes où la dynamique et l'évolution chimique sont intimement liées. Afin d'étudier la formation et l'évolution des galaxies, nous avons développé un nouveau code chemodynamique nous permettant de traiter simultanément et de manière cohérente la dynamique et l'évolution chimique. Notre code décrit le milieu interstellaire et les principaux processus physiques y prennant place. La formation et l'évolution stellaire sont traitées selon un schéma de recyclage non-instantané. Une des originalités du code réside dans le suivi des abondances individuelles de plusieurs éléments chimiques. Celui-ci permet le calcul du refroidissement du gaz conformément à sa composition chimique, l'étude de l'évolution de celle-ci et des gradients d'abondances, aussi bien spatialement que temporellement.<br /><br />Les premiers tests effectués montrent l'importance du suivi des abondances individuelles des éléments, car celles-ci influent sur le refroidissement du gaz et par conséquent sur l'historique de formation stellaire et de l'enrichissement chimique. Notre description à deux phases du milieu interstellaire nous permet de reproduire trois milieux distincts en accord avec les observations. La pente de la fonction de masse initiale des amas stellaires est semblable à celle observée. Finalement, grâce à ce nouveau code chemodynamique, nous sommes en mesure d'étudier les différents mécanismes physiques impliqués dans l'évolution des galaxies aussi bien du point de vue dynamique que chimique.

La dernière génération de récepteurs radio, dotés à la fois d'une grande bande passante et d'une haute résolution, fait de toute observation radio-astronomique une étude spectroscopique. Dans le cas de l'imagerie à grand champ du milieu interstellaire, une telle abondance de données fournit de nouveaux outils de diagnostic, mais pose aussi de nouveaux défis en termes de traitement et d'analyse des données. L'objectif du projet ORION-B est d'observer 5 degrés carrés du nuage moléculaire OB, soit près de la moitité de la surface du nuage, dans toute la bande à 3mm. L'émission de dizaines de traceurs moléculaires à été cartographiée, ce qui inclut CO et ses isotopologues, HCO, HCN, HNC, N$_2$H$^+$, le méthanol, SO, CN...L'accès à des cartes résolues spatialement pour de nombreuse espèces chimiques nous permet d'identifier les meilleurs traceurs de la densité du gaz et de son illumination. Ces cartes ont aussi été soumises à des méthodes d'apprentissage automatique, afin de segmenter le nuage moléculaire en régions caractérisées par une émission moléculaire similaire, et de quantifier les corrélations les plus importantes entre différents traceurs moléculaires, et entre les traceurs et des quantités physiques telles que la densité ou la température des poussières.La grande surface observée, combinée à une haute résolution spatiale et spectrale, permet aussi de caractériser statistiquement la cinématique et la dynamique du gaz. La fraction de quantité de mouvement dans les modes compressifs et solénoïdaux (rotationels) de la turbulence peut être calculée, ce qui montre que le nuage est dominé par des mouvements solenoidaux, tandis que les mouvements compressifs sont concentrés dans deux régions de formation stellaire. Ce résultat est cohérent avec l a très faible efficacité de formation stellaire de ce nuage, et souligne l'importance du forçage compressif pour la formation des étoiles.Les nombreux filaments identifiés dans ce nuage moléculaire ont par ailleurs des densités relativement faibles, et sont très stables vis à vis de l'effondrement gravitationnel. La plupart des filaments sont dépourvus d'étoiles jeunes, mais ils montrent des signes de fragmentation radiale et longitudinale, ce qui indique que de la formation stellaire pourrait à l'avenir y avoir lieu. / The new generation of wide-bandwidth high-resolution receivers turns almost any radio observation into a spectral survey. In the case of wide-field imaging of the interstellar medium, such a wealth of data provides new diagnostic tools, but also poses new challenges in terms of data processing and analysis. The ORION-B project aims at observing 5 square degrees of the OB molecular cloud, or about half of the cloud's surface, over the entire 3mm band. The emission of tens of molecular tracers has been mapped, including CO isotopologues, HCO, HCN, HNC, N$_2$H$^+$, methanol, SO, CN...Having access to spatially resolved maps from many molecular species enables us to identify the best tracers of the gas density and illumination. Machine learning techniques have also been applied to these maps, in order to segment the molecular cloud into typical regions based on their molecular emission, and to quantify the most meaningful correlations of different molecular tracers with each other and with physical quantities such as density or dust temperature.The wide-field coverage, together with the spatial and spectral resolution, also allows to characterize statistically the kinematics and dynamics of the gas. The amount of momentum in the compressive and solenoidal (rotational) modes of turbulence are retrieved, showing that the cloud is dominated by solenoidal motions, with the compressive modes being concentrated in two star-forming regions. This result is in line with the overall very low star formation efficiency of the cloud, and highlights the role of compressive forcing in the star formation process.The numerous filaments identified in the molecular cloud also prove to have rather low densities, and are very stable against gravitational collapse. Most filaments are starless, but they show signs of longitudinal and radial fragmentation, which indicates that star formation might occur later on.