Ce manuscrit présente des travaux originaux sur la théorie de la formation des planètes.Le but fondamental est de connecter la composition chimique des planètes géantes etdes petits corps avec les processus physiques et chimiques prenant lieu dans le disqueprotoplanétaire.1. Dans le chapitre 1 j'introduis les propriétés fondamentales des disques protoplané-taires ainsi que les bases de la théorie de formation des planètes.2. Dans le chapitre 2 j'attaque le problème du rapport C/O supersolaire mesurérécemment dans WASP 12b. J'élabore un modèle qui suit la distribution et transportde l'eau et du CO gazeux et solides à travers leurs di_usion, condensation,coagulation, gaz drag et sublimation afin de quantifer la variation du rapport C/Odans le disque en fonction du temps et de la distance. Mon modèle montre que,au fur et à mesure du temps, les vapeurs vont être enlever de l'intérieur de leurlignes de glaces respectives, avec le vapeur CO enlevé beaucoup plus lentement quela vapeur d'eau. Cette effet va augmenter le rapport C/O à l'intérieur de la lignede glace de l'eau d'une valeur initiale solaire (0.55) vers une valeur au voisinagede l'unité, permettant de former des planètes géantes avec des rapports C/O _ 1,comme WASP 12b. Je fnis ce chapitre en discutant les preuves observationnellesde cette enlèvement des vapeurs à l'intérieur des lignes de glaces.3. Dans le chapitre 3 j'utilise le même modèle pour interpréter la composition chimiqued'Uranus et Neptune. Je montre comment la formation de ces deux planètessur la sur-densité de glaces prédite par mon modèle sur la ligne de glace de CO peutexpliquer pourquoi ces planètes sont à la fois riches en carbone, pauvres en azote etavec des valeurs D/H sous-cométaires.4. Dans le chapitre 4 je change de sujet vers les propriétés chimiques des météoriteschondritiques, surtout leurs rapports D/H. J'utilise un modèle de disques à 2 couches(actif et morte) avec une code d'évolution D/H pour vérifier si les profiles thermiquesnon monotone trouvés dans ces disques peuvent expliquer la large gamme des valeursD/H trouvé entre les différents familles chondritiques. Je finis ce chapitre en discutantles implications de ce modèle des disques contenant des zones mortes sur laformation de Jupiter.5. Finalement je résume nos résultats dans Conclusions & perspectives, et finis enposant des questions que j'espère voir résolus prochainement. / In this manuscript I present multiple original works on planets formation theory. Themain goal is to connect the chemical composition of giant planets and small bodies to thephysical and chemical processes taking place in the protoplanetary disk.1. In chapter 1 I introduce the fundamental properties of disks and the basics ofplanets formation theory.2. In chapter 2 I tackle the supersolar C/O and subsolar C/H ratios measured recentlyin WASP 12b. I elaborate a model that tracks water and CO vapors and icesevolution through di_usion, condensation, coagulation, gas drag and sublimation inorder to quantify the variation of the C/O ratio as a function of distance and time.My model shows that, over time, vapors will get permanently depleted inside oftheir respective snowlines with CO getting depleted much slower than water. Thiswill increase the C/O ratio inside of the water snowline from the solar value of 0.55to near unity, allowing the formation of giant planets with C/O _ 1, such as WASP12b. I end this chapter by discussing the observational proofs for the existence ofsuch vapor depletions inside the icelines3. In chapter 3 I use the same model to interpret the chemical composition of Uranusand Neptune. I show how the formation of both planets on the CO snowline's icesoverdensity predicted by this model can explain why both planets are rich in carbon,poor in nitrogen and have subcometary D/H ratios.4. In chapter 4 I shift the discussion to the chemical properties of chondritic meteorites,mainly their D/H ratios. I use a snapshot from a layered (active + dead)zones disk model with a D/H ratio evolution code to check if the non monotonicthermal pro_les in these disks can explain the wide range of D/H ratios measuredin the di_erent chondritic families. I end this chapter by discussing the implicationsof the dead zone disk models for the formation of Jupiter.5. I _nally summarize my results in Conclusions & perspectives, and _nish bypointing out several relevant open questions to be hopefully resolved soon.

Ce mémoire présente une étude spectroscopique de la nébuleuse Wolf-Rayet (WR) NGC 2359 à l’aide d’un ensemble de données recueillies avec le spectromètre imageur SITELLE et le spectromètre GMOS depuis 2018. Cette étude vise à approfondir nos connaissances sur cette nébuleuse ionisée par une étoile massive au stade final de sa vie, WR7, afin de localiser et de caractériser la section de la nébuleuse associée aux éjecta passés de l’étoile. L’analyse de l’ensemble de données permet d’identifier dans un premier temps les raies d’émission de plusieurs atomes à des états d’ionisation différents et dans un deuxième temps d’identifier les zones où ces raies sont les plus fortes à l’aide de la production de cartes de flux pour chacune d’entre elles. Deux structures sont associées au gaz ionisé de la nébuleuse. La première est en forme d’arc et est à la frontière à l’est de WR7 qui sépare le gaz ionisé du gaz atomique. La deuxième est une bulle filamenteuse qui a un état d’ionisation plus élevé que celui de l’arc par son flux très faible dans les raies d’émission d’atomes simplement ionisés, mais fort dans les raies d’atomes doublement ionisés. L’analyse cinématique vient ajouter des distinctions supplémentaires entre les deux structures. L’arc est immobile à 54 km s⁻¹ qui est la vitesse radiale systémique du gaz attendue à sa distance galactocentrique. La bulle démontre plutôt des groupes de filaments qui s’approchent de l’observateur et d’autres qui s’en éloignent, donnant une expansion de ∼ 30 km s⁻¹. De plus, ces résultats confirment le contact dynamique entre le gaz ionisé en expansion et le gaz moléculaire de CO allant à des vitesses similaires à des positions similaires. Ensuite, certains rapports d’intensité de raies sensibles à la présence de poussière, à la température électronique ou à la densité électronique permettent de cartographier ces propriétés. La poussière causant un rougissement interstellaire est surtout distribuée à l’est et au sud de la nébuleuse. La densité électronique est maximalement de 190 cm⁻³ et généralement inférieure à 100 cm⁻³. En supposant une densité électronique constante de 100 cm⁻³, la carte de la température électronique montre des valeurs entre 9 000 et 14 000 K. / This work presents a spectroscopic study of the Wolf-Rayet (WR) nebula NGC 2359 using a set of data collected with the SITELLE imaging spectrograph and the GMOS spectrograph since 2018. The study aims to deepen our understanding of this nebula ionized by a massive star in the final stage of its life, in order to determine which gas structure of the nebula is associated with the past ejecta of the star. The analysis of the data set first identified emission lines of several atoms in different ionization states, and then identified the areas where these lines are strongest by producing flux maps for each of the identified lines. Two structures are associated with the ionized gas of the nebula. The first is arc-shaped and is at the western boundary separating the ionized gas from the atomic gas. The second is a filamentary bubble with a higher ionization state than the arc due to its very weak flux in the emission lines of singly ionized atoms, but strong in the lines of doubly ionized atoms. The kinematic analysis adds further distinctions between the arc and the bubble. The arc is stationary at 54 km s⁻¹ , which is the systemic radial velocity of the gas expected at its galactocentric distance. The bubble shows groups of filaments approaching and receding from the observer, demonstrating an expansion at 30 km s⁻¹. These results confirm the dynamic contact between the expanding ionized gas and the CO molecular gas moving at similar speeds in similar locations. Furthermore, some intensity ratios of lines sensitive to the presence of dust, electron temperature, and electron density allow for mapping these quantities. Dust causing interstellar reddening is mainly distributed to the east and south of the nebula. The electron density is maximally 190 cm⁻³ and generally below 100 cm⁻³. Assuming a constant electron density of 100 cm⁻³, an electron temperature map ranges between 9,000 K and 14,000 K.

Dédié à l’étude du ciel en rayons gamma, le satellite Fermi comporte à son bord le Large AreaTelescope (LAT), sensible au rayonnement de 20 MeV à plus de 300 GeV. Sa sensibilité et ses performances grandissantes apportent de plus en plus de contraintes sur les nébuleuses à vent de pulsar. Ces nébuleuses sont alimentées par l’injection permanente d’un vent d’électrons et de positrons relativistes accélérés par l’onde de choc délimitant la nébuleuse. Ces particules chargées rayonnent dans les différents domaines du spectre électromagnétique et notamment dans le domaine des rayons gamma à l’aide du processus de diffusion Compton inverse. Cette thèse présente l’étude morphologique et spectrale détaillée de deux sources potentiellement associées à des nébuleuses : MSH 11-62 et HESS J1857+026, afin de déterminer si l’émission gamma est produite par des nébuleuses de pulsar. Dans un deuxième temps, l’analyse de toutes les sources reliées à des contreparties détectées par les télescopes Cerenkov permet la détection de six nouvelles nébuleuses de pulsars et candidats dans la gamme de Fermi. Ceci permet d’apporter de nouvelles contraintes sur les propriétés physiques des nébuleuses de pulsar ainsi que sur les mécanismes d’émission à l’aide de modèles et d’études sur la population totale détectée par le LAT. / The Fermi Gamma-ray Space Telescope was launched on 2008 June 11, carrying the Large Area Telescope (LAT), sensitive to gamma-rays from 20 MeV to more than 300 GeV. Its constantly improving sensitivity and performance offer a new opportunity to understand the sources of the gamma-ray sky including Pulsar Wind Nebulae (PWNe). PWNe are powered by the constant injection of a relativistic wind of electrons and positrons from their central pulsars. These charged particles are accelerated at the shock front forming the PWN and emit photons which can be observed along the entire electromagnetic spectrum, including the highenergy gamma-ray domain via inverse Compton scattering.This thesis present the detailed analysis of two sources of gamma-ray emission potentially asso4021ciated to PWNe : MSH 11-62 and HESS J1857+026. The combination of the spatial and spectral analyses provide new elements to confirm these associations.In a second step, we describe a search for counterparts to sources detected by Cerenkov telescopes.This search led to the detection of six new LAT sources potentially associated with PWNe. These studies bring new insights and constraints on the physical properties of the sources as well as on emitting processes by constraining the models and allowing population studies.

Malgré de nombreux efforts tant sur le plan observationnel que théorique, nous ne connaissons que très peu de choses sur la nature des sources X très lumineuses qui n'appartiennent pas au noyau de la galaxie hôte et qui semblent dépasser (ou dépassent) très largement la limite d'Eddington d'un objet de quelques masses solaires. Ce travail présente dans une première partie l'étude multi-longueurs d'onde d'un échantillon de certains de ces objets à travers les observations X des satellites ROSAT et XMM-Newton et les résultats d'observations optiques menées à l'Observatoire de Haute-Provence, à l'ESO et au CFHT. Ces objets ont été étudiés depuis des décennies sans qu'ils aient livré aucun de leurs secrets, et pour la première fois de nombreuses nébuleuses en émission ont été découvertes à proximité de la source X. Et plus encore, une de ces nébuleuses semble être photoionisée par les rayons X ce qui tend à prouver par la même occasion que l'émission X de l'objet dépasse largement la limite d'Eddington d'un objet de quelques dizaines de masses solaires ! Une deuxième partie de ce travail est consacrée à une tâche plus technique qui fut l'écriture d'un programme intégré à une chaîne de traitement automatique des données du satellite européen XMM-Newton.

Dédié à l’étude de l’astronomie gamma, le satellite Fermi a été lancé le 11 juin 2008. Il comporte à sonbord l’instrument Large Area Telescope (LAT), sensible au rayonnement gamma dans la gamme d’énergie de20 MeV à 300 GeV. Bien que la nébuleuse du Crabe ait été étudiée dans la gamme d’énergie 70 MeV à 30GeV couverte par son précédesseur, l’expérience CGRO-EGRET, aucune nébuleuse n’a jamais été clairementidentifiée dans le domaine des rayons gamma de haute énergie jusqu’au lancement de Fermi.Les pulsars alimentent les nébuleuses qui les entourent par l’injection permanente d’un vent d’électrons etpositrons relativistes qui, accélérés au niveau de l’onde de choc délimitant les nébuleuses de pulsars, émettentun rayonnement pouvant être observé dans les différents domaines du spectre électromagnétique, et notammentdans le domaine des rayons gamma de haute énergie.Les données recueillies par le Fermi-LAT au cours des deux premières années de mission ont désormaispermis la détection et l’identification de trois nébuleuses et de leurs pulsars associés (nébuleuses du Crabe, deVela-X et de MSH 15-52) ainsi que de la nébuleuse de pulsar HESS J1825-137 découverte par les instrumentsau sol dédiés à l’astronomie gamma de très haute énergie.Les résultats des analyses temporelle, spectrale et morphologique réalisées sur les systèmes pulsars/nébuleuses détectés par le LAT sont exposés dans ce manuscrit. La synthèse des études systématiquesréalisées (i) dans les régions comportant un pulsar émetteur en rayons gamma et (ii) dans les régions comportant une source émettrice de rayons gamma de très haute énergie étant identifiée en tant que nébuleuse depulsar ou candidate en tant que telle, sont également présentés dans cette thèse. Ces études apportent de nouvelles contraintes sur les propriétés physiques des sources ainsi que sur les mécanismes de rayonnement mis enjeu dans la magnétosphère des pulsars et au sein de leurs nébuleuses. / The Fermi Gamma-ray Space Telescope was launched on 2008 June 11, carrying the Large Area Telescope(LAT), sensitive to gamma-rays in the 20 MeV – 300 GeV energy range. The Crab Nebula had been detectedand studied in the 70 MeV – 30 GeV band using the CGRO-EGRET experiment, but no pulsar wind nebula(PWN) had ever been firmly identified in the high energy gamma-ray domain.PWNe are powered by the constant injection of a relativistic wind of electrons and positrons from theircentral pulsars. These charged particles are accelerated at the shock front forming the PWN and emit photons which can be observed along the entire electromagnetic spectrum, including the high energy gamma-raydomain.Data provided by the Fermi-LAT during the first two years of the mission have allowed the detection andthe identification of three PWNe and their associated pulsars (Crab Nebula, Vela X and MSH 15-52) as well asthe PWN HESS J1825-137 discovered by ground-based experiments sensitive to very high energy gamma-rays.Results of temporal, spectral and morphological analyses of the pulsar/PWN systems detected by Fermi-LAT, as well as results of systematic studies performed (i) around every gamma-ray pulsar detected by the LATand (ii) around every very high energy source identified as a PWN or a PWN candidate are presented in thisdissertation. These studies bring new insights and constraints on the physical properties of the sources as wellas on emitting processes in pulsar magnetospheres and in PWNe.

L'hydrogène moléculaire diffus et froid peut être l'un des candidats ultimes à la composante baryonique cachée de la Voie Lactée. Nous décrivons une nouvelle voie de recherche de matière transparente dans le disque et le halo galactiques, qui exploite les effets de diffraction et de réfraction de la lumière des étoiles d'arrière-plan. En simulant le retard de phase induit par un milieu turbulent, nous avons calculé la figure d'éclairement sur la terre d'une source étendue pour une bande passante donnée. Nous montrons que dans les cas favorables, la luminosité apparente d'une étoile d'arrière-plan peut être soumise à des fluctuations stochastiques de l'ordre de quelques pour cent sur une échelle de temps caractéristique de quelques minutes. Nous avons recherché de tels effets de scintillation, induits par du gaz moléculaire de nébuleuses visibles (sombres), ainsi que par d'hypothétiques (invisibles) clumpuscules d'hydrogène moléculaire froid du halo, pendant deux nuits avec le détecteur infra-rouge SOFI au foyer du télescope NTT de l'ESO. Parmi les quelques milliers d'étoiles surveillées, nous avons détecté un objet dont les variations sont compatibles avec un fort effet de scintillation à travers une structure turbulente de la nébuleuse B68. Comme par ailleurs aucun effet de scintillation n'a été trouvé vers le Petit Nuage de Magellan, nous sommes en mesure d'établir des limites supérieures sur la contribution des clumpuscules de gaz à la masse du halo galactique. Nous montrons qu'une surveillance à cadence élevée dans la bande visible avec un télescope de diamètre supérieur à quatre mètres équipé d'une caméra à lecture rapide devrait permettre, avec une exposition de quelque millions (d'heures x étoiles), de quantifier ou de borner d'une façon très significative la contribution du gaz moléculaire turbulent au halo Galactique. / Cool molecular hydrogen H2 may be the ultimate possible constituent to the Milky-Way missing baryon. We describe a new way to search for such transparent matter in the Galactic disc and halo, through the diffractive and refractive effects on the light of background stars. By simulating the phase delay induced by a turbulent medium, we computed the corresponding illumination pattern on the earth for an extended source and a given passband. We show that in favorable cases, the light of a background star can be subjected to stochastic fluctuations of the order of a few percent at a characteristic time scale of a few minutes. We have searched for scintillation induced by molecular gas in visible dark nebulae as well as by hypothetical halo clumpuscules of cool molecular hydrogen (H2_He) during two nights, using the NTT telescope and the IR SOFI detector. Amongst a few thousands of monitored stars, we found one light-curve that is compatible with a strong scintillation effect through a turbulent structure in the B68 nebula. Because no candidate were found toward the SMC, we are able to establish upper limits on the contribution of gas clumpuscules to the Galactic halo mass. We show that the short time-scale monitoring of a few 10^6 star _ hour in the visible band with a >4 m telescope and a fast readout camera should allow one to interestingly quantify or constrain the contribution of turbulent molecular gas to the Galactic halo.