Observations millimétriques de l'émission continue intégrée du plan galactique avec l'expérience Emilie

Ma thèse est dédiée aux propriétés et à l'évolution des poussières dans le milieu interstellaire (MIS) Galactique et en particulier aux plus petites tailles de la distribution des grains. Tout au long de ces trois années, de nouvelles observations infrarouges (IR) du télescope spatial Spitzer m'ont permis d'apporter ma propre contribution à la connaissance du cycle de vie des poussières. Afin d'en acquérir une vision la plus globale possible, j'ai étudié trois types d'environnements interstellaires différents : le milieu diffus Galactique, un nuage moléculaire et une région de formation d'étoiles.<br />J'ai analysé une ligne de visée qui pointe en direction du MIS diffus Galactique, en évitant les régions brillantes de formation d'étoiles. En combinant des données spectroscopiques et photométriques, j'ai construit un spectre Galactique moyen de l'émission de la poussière dans le proche et moyen IR, qui m'a ensuite servi de référence. Les bandes des hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAPs) sont visibles ainsi qu'un continuum. Afin d'interpréter les rapports<br />d'intensité des bandes en termes de taille et d'état d'ionisation des HAPs, j'ai mis à jour notre modèle de poussières, de telle sorte qu'il tienne compte de la dépendance de l'état d'ionisation des HAPs en fonction de leur taille. Le spectre du MIS diffus est ajusté pour une taille moyenne des HAPs de 60 atomes de carbone et pour une fraction de cation de 40%. Des HAPs de taille moléculaire et chargés sont donc présents dans le milieu diffus. Un continuum vers 3-5 μm, originellement détecté dans des nébuleuses par réflexion, est également présent dans l'émission du MIS diffus. Ce continuum explique 70% de l'émission dans le filtre Spitzer/IRAC à 3.6 μm. Son origine demeure inconnue. Je montre qu'il ne s'agit ni de lumière diffusée ni de fluorescence des HAPs puisque ce processus requiert une efficacité de conversion des photons supérieure à 100%.<br />J'ai utilisé les observations Spitzer pour quantifier les variations spatiales des propriétés des HAPs à travers la Galaxie et sur de petites échelles dans le nuage moléculaire du Taureau. L'analyse d'un échantillon de lignes de visée du MIS diffus Galactique montre que la taille moyenne des HAPs varie de manière signiffcative, de 40 à 80 atomes de carbone, tandis que leur fraction d'ionisation demeure constante dans les barres d'erreur. J'ai également analysé les images Spitzer du nuage moléculaire du Taureau dans l'IR moyen et lointain. Chaque composante de poussières (HAPs, TPGs pour Très Petits Grains et GGs pour Gros Grains) peut être associée à un canal Spitzer (IRAC 8, MIPS 24 et MIPS 160 μm). Une première difficulté était d'obtenir les images de l'émission diffuse de faible brillance pour le nuage complet. J'ai travaillé avec les spécialistes du Centre Spatial Spitzer (CSS) afin de produire les images IRAC 8 μm et MIPS 24 μm. Pour MIPS 160 μm, j'ai utilisé un algorithme d'inversion développé pour supprimer certains effets instrumentaux des données. J'ai validé la photométrie de ces images. Les observations montrent que les HAPs sont seulement présents au sein d'une couche en surface plus fine que celle pénétrée par les photons ultraviolets et que celle où émettent les TPGs. Ces variations ne peuvent être expliquées par un simple effet d'extinction et révèlent une réelle disparition des HAPs dans le gaz dense où les plus petites particules pourraient se coller sur les plus gros grains et/ou coaguler.<br />Pendant ma thèse, j'ai postulé à une bourse du CSS dans le but d'étudier la Nébuleuse de l'Aigle (M16), l'objet céleste qui m'a décidé à faire de l'astrophysique, il y a plus de dix ans, lorsque le télescope spatial Hubble a photographié les fameux Piliers de la Création. Ma candidature a été acceptée et j'ai passé six mois au sein de l'équipe scientifique MIPSGAL. Mon objectif était de combiner les données IRAC et MIPS de M16 afin d'analyser les propriétés des grains dans les structures de gaz et de poussières, tout en m'impliquant dans le traitement des données. L'image MIPS à 24 μm révèle une structure en forme de coquille à l'intérieur de la nébuleuse tandis que les piliers sont visibles aux autres longueurs d'onde. M16 est une région de formation d'étoiles massives où l'émission de la poussière est censée être alimentée par le rayonnement des étoiles massives. Cependant, nous montrons que le champ de rayonnement ultraviolet est un ordre de grandeur plus faible que celui requis pour expliquer la température de la poussière dans la coquille. À des fins comparatives, nous avons également analysé plusieurs autres coquilles Galactiques. La Nébuleuse de l'Aigle est particulière dans le sens où elle possède une température de couleur IR lointain inhabituellement élevée. Nous avons envisagé une interprétation selon laquelle la poussière est chauffée par les collisions avec le gaz. Cette interprétation implique que la coquille est un reste de supernova (RSN) d'environ 3000 ans. Si cela était confirmé, le RSN de l'Aigle serait le premier détecté grâce à l'émission de la poussière et au sein d'une pouponnière stellaire. De plus, cela illustrerait l'importance de l'émission infrarouge de la poussière dans l'étude énergétique des RSNs. Dernier point, et non des moindres, la question de la formation et/ou destruction des fameux Piliers de la Creation serait (ré)ouverte.

L'étude en laboratoire de matériaux extraterrestres provenant d'objets ayant peu ou pas évolué depuis leur formation il y a environ 4.6 milliards d'années, peut améliorer notre connaissance sur les débuts de notre système planétaire. Par ailleurs, la simulation en laboratoire de certains processus que ces matériaux sont susceptibles de subir au cours de leur histoire apporte également de précieuses informations pour l'interprétation des données issues des observations astronomiques ainsi que pour la compréhension de l'évolution des solides du Milieu Interstellaire jusqu'à leur incorporation dans des objets planétaires, objets incluant aussi toutes sortes de débris tels que les astéroÏdes, les comètes et toutes sortes de poussières accessibles à la collecte et/ou à l'observation.Au cours de cette thèse, l'analyse des matériaux organiques ainsi que des matériaux silicatés, jusqu'alors peu étudiés conjointement, dans les poussières stratosphériques d'origine cosmique, révèle une corrélation entre la minéralogie des grains et la longueur des chaînes carbonées. Ce lien ne semble pas le fruit de processus à la surface des corps parents des grains mais semble plutôt tracer des processus pré-accrétionnels. La conservation de composants peu altérés sur les corps parents dans les matériaux extraterrestres est encore une fois confirmée par la découverte, au cours de cette thèse, d'inclusions dans la météorite carbonée " Paris " dont les spectres infrarouges sont très similaires à ceux des composés carbonés observés dans le Milieu Interstellaire. L'étude de grains cométaires issus de la mission spatiale Stardust a montré, contrairement à l'idée que les comètes soient composées uniquement de matériaux primitifs puisque conservés dans un réservoir froid, que celles-ci contiennent aussi un certain nombre de matériaux formés à haute température, confirmant alors de précédentes analyses d'échantillons de Stardust et impliquant des échanges de matériaux à grande échelle radiale dans le jeune Système solaire.La deuxième partie de ce travail, consacrée à l'étude d'analogues de matière extraterrestre, porte sur le rôle qu'ont pu jouer les matériaux à partir desquels les planètes telluriques se sont formées dans l'apport de l'eau sur la Terre dans le cadre du scénario dit de " wet accretion ". Les expériences effectuées au cours de cette thèse visant à simuler les interactions entre silicates et vapeur d'eau ont montré que ces matériaux permettent de stocker d'importantes quantités d'eau à leur surface par adsorption des molécules de la phase gazeuse.

Bien que les grains de poussières représentent 1% du milieu interstellaire en masse, leur étude est essentielle pour comprendre le contenu et la structure des nuages interstellaires. Les grains de poussière, après avoir quitté leurs lieux de formation, se dispersent dans le milieu diffus avant d’être rassemblés lors de la formation des nuages moléculaires denses. C’est lors de cette étape qu’ils grossissent, notamment par coagulation, et acquièrent des manteaux de glaces. Ces changements morphologiques modifient également leurs propriétés optiques (absorption, diffusion et émission). Cependant, leur composition comme leur taille et leur forme restent difficiles à déterminer à partir des observations et constituent un problème hautement dégénéré. L’utilisation des longueurs d’onde en émission n’est pas suffisante pour lever cette dégénérescence dans les cœurs denses, lieu de formation des futures étoiles et planètes. En revanche la diffusion peut dominer l’absorption à 3.6 et 4.5 μm, ce phénomène appelé coreshine, est particulièrement utile pour sonder les parties les plus denses des nuages. La présence de coreshine dans plus d’une centaine de nuages de notre Galaxie permet d’éliminer bon nombre de modèles de poussières. La modélisation multi–longueurs d’onde en 3 dimensions est une approche nécessaire pour caractériser la balance entre l’absorption du rayonnement et sa diffusion. Alors que la plupart des travaux se concentrent sur l’absorption et la réémission du rayonnement, la diffusion, souvent délaissée, permet d’apporter une vision complète du transfert de rayonnement dans les nuages denses. / Even though dust grains contribute only to 1% of the interstellar medium mass, their study is crucial to understand both the structure and content of interstellar clouds. Dust grains leave their birth places, spread out into the diffuse medium before being gathered together again when dense molecular clouds form. During this last stage, they grow, by coagulation especially, and they acquire ice mantles composed mainly of water. These morphological changes also modify their optical properties (absorption, scattering, and emission). However, it remains a highly degenerate issue to determine their composition, size, and shape from observations. In particular, I will highlight that using wavelengths associated to dust emission is not sufficient to investigate the dense cores, where stars and planets will form. I will show that scattering can dominate the absorption at 3.6 and 4.5 μm, and that this phenomenon called coreshine is a powerful tool to investigate the densest parts of molecular clouds. The coreshine detection in more than one hundred clouds of our Galaxy allows us to eliminate a large number of dust models. Multi–wavelength 3D modeling is mandatory to characterize the balance between the absorption and the scattering of the radiation field. While most of the work about dust focus on absorption and re–emission of the radiation, I will present how scattering, often neglected, brings a complete picture of the radiative transfer inside dense clouds.

Divers phénomènes d'ionisation et d'électrification atmosphériques existent dans la plupart des environnements planétaires connus et les conditions dans la basse atmosphère de Mars sont propices à l'établissement de champs électriques potentiellement très élevés. La raison d'être de Micro-ARES, le capteur de champ électrique et de conductivité de la suite météo DREAMS, seule charge utile scientifiques de l'atterrisseur Schiaparelli de la mission ExoMars 2016, était de défricher cette électricité atmosphérique martienne. L’étude de l’activité électrique ainsi que de la génération de ces champs électriques dans les tempêtes de poussières martiennes permettrait de faire la lumière sur divers phénomènes physiques : La dynamique des poussières à l’échelle locale et planétaire, élément clé du climat martien, la peu comprise ionosphère martienne ou encore la chimie atmosphérique et plus précisément l’énigme du méthane martien.La thèse présentée ici détaille le développement matériel et logiciel de Micro-ARES, les tests subits par l’instrument aussi bien en chambre que sur le terrain, ainsi que le traitement des données et la physique qui sous-tend le fonctionnement de l’instrument. Puisque de futures mission embarqueront très probablement ce type de capteur polyvalent, léger et consommant peu, l’accent a été mis sur la modélisation de l’interaction entre l’électrode et l’atmosphère. Ce travail théorique dépasse le cadre de Micro-ARES sur ExoMars 2016 et est une étape nécessaire dans la compréhension et le traitement des biais induits aussi bien par l’environnement de l’instrument, son design simplifié et les comportements inattendus de l’atmosphère martienne. / Atmosphere ionization and electrification mechanisms of various sorts are known to exist in most of the planetary environments. It appears that the lower atmosphere and surface of Mars combine a number of favorable conditions for the development of intense atmospheric electric fields. Unveiling the Martian atmospheric electricity was the original goal of Micro-ARES, the electric-field and conductivity sensor of the DREAMS meteorological suite, the only scientific payload that equipped the Schiaparelli module from the ExoMars 2016 mission.The study of the electrical activity and electric field generation in Martian dust events might bring new capital knowledge on a wide range of phenomena: The local and planetary scale dust dynamics, a major component of the Martian climate, the partially understood Martian ionosphere, atmospheric chemistry and more precisely the production and destruction of the Martian methane, a still unresolved mystery.The following thesis details the hardware and software development of Micro-ARES, its testing phases, both in laboratory and on the field, and the data processing and physical processes underlying the instrument’s operation. Since future missions may carry again these kind of polyvalent, lightweight and energy-efficient sensor, emphasis was put on the modeling of the instrument's electrical coupling with the atmosphere. This theoretical work exceeds the frame of Micro-ARES in ExoMars 2016 and is necessary in order to understand and accurately compensate the biases induced by the instrument's surroundings, its simplified design and the unexpected electrical behavior of the Martian atmosphere.

Les simulations numériques permettent d’étudier les galaxies. Outre la gravitation, l’inclusion de la formation stellaire, des apports d’énergie et de l’enrichissement métallique dans le milieu interstellaire par les étoiles, du refroidissement du gaz, etc. aboutit aux simulations chémodynamiques. Ces simulations permettent de traiter la dynamique, l’hydrodynamique, les effetsénergétiques, les abondances chimiques, etc. de manière cohérente. J’ai utilisé un code chémodynamique afin de modéliser l’évolution en masse de la poussière, phase solide du milieu interstellaire, aussi bien pour une galaxies massive que pour des galaxies naines. J’ai pu ainsi étudier les effets locaux de l’évolution de la poussière et dans des environnement à faiblemétallicité. Je montre que les simulations chémodynamiques sont indispensables car elles prennent naturellement en compte les effets locaux des mécanismes de production et de destruction, ainsi que le transport de la poussière. / Numerical simulations are a useful tool to understand galaxies. In addition to gravitation, other processes can be included for chemodynamical simulations: star formation, feedback of newly formed and evolving stars, metal enrichment, cooling of the interstellar medium, etc. These simulations describe in a self-consistent way the hydrodynamical and chemical evolution of galaxies. I use chemodynamical simulations to build up a model of evolution of the dust mass, solid component of the interstellar medium, in our Galaxy and in dwarf galaxies. I have performed simulations of a massive galaxy to understand localeffects on dust evolution while simulations of dwarf galaxies have been carried out to follow the dust mass in low metallicity environments. Chemodynamical simulations have shown that they are useful. Indeed, local effects and transport mechanisms are naturally included and turn out to be important for a model of dust mass production and destruction.

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

Le but global de cette thèse est de caractériser les processus qui régulent la formation d'étoiles à grande échelle dans les galaxies. Durant les quinze dernières années, le développement de l'astronomie infrarouge, portée par les satellites ISO, IRAS, Spitzer et Herschel, a révolutionné notre conception de l'évolution des galaxies. En observant le rayonnement émis par la poussière interstellaire, ces observatoires permettent de détecter l'énergie et la matière qui reste désespérément invisible aux télescopes optiques, et ont découvert ainsi une part conséquente et pourtant insoupçonnée de l'activité des galaxies. Les travaux de ma thèse reposent donc en grande partie sur les données acquises par le satellite Herschel, qui permet pour la première fois de détecter l'émission infrarouge des galaxies "normales" à de grandes distances (z=2). En m'appuyant sur ces nouvelles données, j'étudie statistiquement plusieurs milliers de galaxies à différentes époques de l'Univers. En particulier, j'apporte les meilleures contraintes disponibles à ce jour sur les propriétés de la "Séquence Principale" des galaxies. L'existence de cette séquence (la corrélation entre la masse stellaire, M* et le taux de formation d'étoile, SFR) s'est trouvée être un outil formidable pour comprendre l'évolution des galaxies. La faible dispersion observée autour de cette séquence suggère que la majorité des galaxies grandi par des épisodes de formation d'étoile longs et réguliers, et non par des processus violents comme ceux qui résultent de la collision (ou fusion) de deux galaxies. En développant une nouvelle technique d'analyse d'image, je montre en particulier que plus des deux tiers de la masse des étoiles observée aujourd'hui dans l'Univers ont été formées au sein de la Séquence Principale, et qu'il s'agit donc du mode dominant de croissance des galaxies. Dans un deuxième temps, je m'intéresse à caractériser l'évolution de la forme de cette séquence avec le temps, c'est à dire principalement la pente de la corrélation SFR-M*. Conformément aux résultats d'autres études publiées indépendamment, je trouve que cette pente évolue et décroit avec le temps, de sorte que les galaxies les plus massives forment relativement moins d'étoiles aujourd'hui que dans le passé. J'étudie les origines possibles de cette évolution, en quantifiant par exemple l'évolution morphologique des galaxies et la croissance des bulbes, ainsi que l'évolution du contenu en gaz d'hydrogène, le carburant de la formation d'étoile. J'en déduis que le changement de pente de la Séquence Principale peut être principalement expliqué par une variation de l'efficacité de formation d'étoile, et non par un processus morphologique ou par un manque de gaz. Les différentes observations que j'ai effectuées dans les travaux sus-cités me permettent d'établir des relations simples pour simuler les propriétés observables des galaxies, en particulier leurs spectres. J'utilise ces recettes pour créer une simulation réaliste d'un champ profond qui me sert à tester mes méthodes d'analyse, et qui reproduit correctement le fond diffus infrarouge. Enfin, j'introduis des résultats préliminaires sur la formation d'étoile dans l'Univers jeune (z=4) obtenus grâce à de nouvelles données acquises par le télescope ALMA. Je décris en particulier les contraintes apportées sur la Séquence Principale à cette époque, et j'étudie plus en détail deux galaxies extrêmement distantes que j'ai découvert par chance dans ces données. Ces galaxies sont parmi les plus lointaines connues à ce jour, et sont probablement les plus massives et poussiéreuses jamais détectées dans un Univers âgé de moins d'un milliard d'années. / The main goal of this thesis is to characterize the processes that regulate large-scale star formation in galaxies. During the last fifteen years, the development of infrared astronomy through the satellites ISO, IRAS, Spitzer and Herschel has revolutionized our conception of galaxy evolution. By observing the light emitted by the interstellar dust, these observatories allow us to detect the energy and matter that remain elusive to the best optical telescopes, and have thereby discovered a substantial yet unexpected part of the star formation activity of galaxies. The work of my thesis hence rely heavily on the data acquired by the Herschel satellite, which allow for the first time the detection in the infrared of "normal" galaxies at great distances (z=2).Taking advantage of these new data, I perform a statistical study of several thousands of galaxies at different epochs of the Universe. In particular, I bring forward the best constraints available today on the properties of the "Main Sequence" of galaxies. The existence of this sequence (the correlation between the stellar mass, M*, and the star formation rate, SFR) turned out to be a incredibly useful tool to understand galaxy evolution. The small dispersion that is observed around this sequence suggests that the majority of galaxies are growing through long and steady episodes of star formation, rather than intense bursts like those triggered by the collision (of merger) of two galaxies. By developing a new image analysis technique, I show in particular that more than two thirds of the mass of stars present in the Universe today has been formed within Main Sequence galaxies, hence that this is the dominant mode of galaxy growth.Then I approach another aspect of the Main Sequence, that is the characterization of the evolution of its shape, i.e., the slope of the SFR-M* correlation. In agreement with other studies that were published independently, I find that this slope evolves and decreases with time, so that the most massive galaxies are forming relatively fewer stars per year today than they used to in the past. I study the various possible causes for this evolution, by quantifying for example the morphological evolution of these galaxies and the growth of bulges, as well as the evolution in their hydrogen gas content, which is the fuel for star formation. I deduce from these observations that the change of slope of the Main Sequence can be mainly attributed to a decrease of the star formation efficiency, rather than by a morphological process or a lack of gas.The various observations I have made throughout the work described above allow me to establish simple prescriptions to simulate the observable properties of galaxies, in particular their spectrum. I use these recipes to create a realistic simulation of a deep field, that I use to test my analysis methods and that reproduces consistently the cosmic infrared background.Lastly, I introduce some preliminary results on star formation in the young Universe (z=4) obtained thanks to new data acquired with the ALMA telescope. I describe in particular the resulting new constraints on the Main Sequence at this epoch, and study in more detail two extremely distant galaxies that I have discovered by chance in these data. These two galaxies are among the most distant known today, and are probably the most massive and most dusty ever detected in a Universe that is less than a billion years old.

Cette thèse s’intéresse aux signatures spectroscopiques des nano-particules carbonées dans l’infrarouge proche et moyen dans les disques protoplanétaires. Ces signatures sont largement observées dans le milieu interstellaire et les galaxies et représentent ainsi un outil essentiel pour étudier les conditions physiques qui y règnent. Notamment, leur étude dans les environnements circumstellaires d’étoiles de type Herbig contribue à notre connaissance de la formation des systèmes planétaires et du cycle de la matière dans la Voie lactée. Même si la poussière ne représente qu’un faible pourcentage de la matière galactique, elle est essentielle dans la formation d’espèces chimiques complexes, le chauffage photo-électrique du gaz, la balance énergétique ou ladynamique des structures. Ainsi, elle participe directement à l’évolution des disques protoplanétaires.Ce travail s’appuie notamment sur les données d’observations spectroscopiques résolues spatialement obtenues avec l’instrument NaCo au VLT dans l’infrarouge proche entre 3 et 4 μm. Le modèle THEMIS fournit un cadre d’interprétation pour les observations en proposant un modèle physique de la poussière dans lequel les propriétés optiques sont calculées en considérant la composition, la structureet la taille de populations de grains. THEMIS propose un scénario d’évolution de celle-ci au travers des différentes phases du milieu interstellaire.Les résultats obtenus montrent que des particules carbonées sub-nanométriques ayant une forte aromaticité sont présentes de manière étendue et structuréeà la surface des disques protoplanétaires. Leur degré d’aromaticité augmente avec l’intensité du champ de rayonnement de l’étoile. De plus, l’observation de ces particules près de l’étoile suggère leur renouvellement continu. La odélisation de l’émission de la poussière dans les conditions des disques met enévidence les contributions des différentes populations selon la longueur d’onde et les conditions d’irradiation.Ce travail s’inscrit dans la préparation de la mission du James Webb Space Telescope qui permettra d’observer notamment les disques ptrotoplanétaires surune large gamme infrarouge (0.6-28 μm). Ce travail a également conduit à la production de deux articles, un publié et l’autre soumis dans la revue Astronomy & Astrophysics. / This thesis focuses on spectroscopic signatures of carbon nanoparticles in the near and mid-infrared in protoplanetary disks. These signatures are widely observed in the interstellar medium and galaxies and thus represent an essential tool for studying their physical conditions. In particular, their study in the circumstellar environments of Herbig stars contributes to our knowledge of the formation of planetary systems and the dust cycle in the MilkyWay. Even if dust represents only a small percentage of galactic matter, it is key to the formation of complex chemical species, photoelectric gas heating, energy balance or structural dynamics. Thus, it participates directly in the evolution of protoplanetary disks.This work is based in particular on spatially resolved spectroscopic observation data obtained with the NaCo instrument at the VLT in the near infrared between 3 and 4 μm. The THEMIS model provides an interpretative framework for observations by proposing a physical dust model in which optical properties are calculated by considering the composition, structure and size of grain populations. THEMIS proposes a scenario of its evolution through the different phasesof the interstellar medium.The results obtained show that carbon sub-nanoparticles with high aromaticity are present in a widespread and structured manner at the surface ofprotoplanetary disks. Their degree of aromaticity increases with the intensity of the stellar radiation field. Moreover, the observation of these particles close to the star suggests their continuous replenishment. Modelling the dust emission under disk conditions highlights the contributions of dust populations according to the wavelength and the radiation field.This work is related to the preparation of the James Webb Space Telescope mission which will allow to observe protoplanetary disks over a wide infrared range (0.6-28 μm) with a resolution of 0.1”. This work also led to the production of two articles, one published and the other submitted to the journal Astronomy & Astrophysics.

Les infrastructures routières ont souvent une vie plus longue que la durée d’utilisation prévue lors de leur construction. Les routes non revêtus qui prennent de l’âge entraînent des frais d’entretien importants et nécessitent de coûteux travaux de réfection. De plus, différents utilisateurs comme les compagnies forestières, les villégiateurs, les chasseurs et pêcheurs, les adeptes de la récréation en plein air et les employés du gouvernement se partagent l’utilisation des routes non revêtues. Or, les objectifs de chacun des gestionnaires face à l’entretien d’une route non revêtue peuvent être différents selon les types d’utilisateurs. Ainsi, le traitement d’une route peut être efficace pour un gestionnaire et s’avérer inutile pour un autre. Dans ce contexte, différents aspects doivent être pris en compte dans la gestion de l’entretien d ’une route non revêtue par le traitement à l’aide d’abat-poussière ou de produits stabilisants afin que chaque gestionnaire puisse faire le choix du produit qui correspond le mieux à ses priorités. Un système d’aide à la décision (SAD) est un outil qui permet au gestionnaire de hiérarchiser ces objectifs afin de déterminer le produit pour le traitement de la route qui respecte ses priorités. L’objectif du projet de doctorat est donc de développer une méthodologie qui servira à construire SAD permettant aux gestionnaires de routes non revêtues d’entretenir, par le traitement à l’aide de produits abat-poussière et stabilisants, une route non revêtue en fonction de son contexte et des objectifs du gestionnaire. Afin de réaliser l’objectif du projet doctoral, le SAD est composé de deux parties. La première partie est l’algorithme. Il permet de prendre en compte le contexte de la route par le biais de différentes variables, soit la minéralogie, la granulométrie, le climat, les sollicitations mécaniques ainsi que le type de section de route à traiter. Une base de données permettant d ’évaluer l’efficacité des produits à différents taux de pose en fonction des variables expérimentales est créée. L’algorithme permet de déterminer les taux de pose optimaux de chacun des produits stabilisants ou abat-poussière en fonction du contexte de la route. Deuxièmement, afin de répondre aux besoins des gestionnaires qui peuvent être de natures différentes en fonction des objectifs de ces derniers, la gestion de l’entretien des routes non revêtues doit non seulement prendre en compte le contexte de la route, mais également faire intervenir une analyse multicritère. Cette dernière est la deuxième partie du SAD et permet au gestionnaire de choisir un produit pour l’entretien d’une route non revêtue adapté à ses besoins qui peuvent être de nature environnementale, opérationnelle, économique ou avoir trait à la santé et à la sécurité. Une base de données permettant d’évaluer la performance environnementale, opérationnelle, économique ou ayant trait à la santé et à la sécurité des différents produits est créée. La majorité du projet de doctorat est consacré à la méthodologie qui a permis de développer le SAD, soit principalement le développement complet de l’algorithme et de ses variables expérimentales, de l’analyse multicritère et de ses critères et échelles et des bases de données. La méthodologie développée répond à l’objectif initial du projet de doctorat en proposant des produits abat-poussière et stabilisants en fonction du contexte de la route et des objectifs du gestionnaire permettant ainsi à ceux-ci d’entretenir les routes en fonction de leurs besoins.