Les étoiles de type solaire naissent de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire. Celui-ci s'accompagne de la formation d'un coeur chaud au sein d'une protoétoile, et de régions de choc provoquées par l'éjection de matière. Dans ces environnements chauds que sont le coeur et les régions choquées, le soufre, piégé à la surface des grains de poussières, s'évapore dans le gaz, sous une forme encore inconnue. Au cours de cette thèse, j'ai étudié l'évolution chimique des différentes composantes d'une protoétoile, en m'intéressant en particulier aux molécules soufrées et à leur possible utilisation pour dater les régions chaudes. Dans un premier temps, j'ai analysé des observations millimétriques de deux régions de formation stellaire de faible masse afin de déduire et contraindre le comportement de ces molécules par rapport aux conditions physiques du gaz. A l'aide d'un modèle de transfert radiatif couplé à un modèle dynamique d'effondrement, j'ai réalisé une étude détaillée de l'émission de SO et SO2 dans les enveloppes protostellaires dans le but d'identifier des transitions permettant de déterminer les profils d'abondance de ces deux molécules dans les protoétoiles. J'ai également développé un modèle chimique qui m'a permis d'étudier en détail l'évolution des composés soufrés et ainsi de déterminer les possibilités et les limites de l'utilisation du soufre comme horloge chimique. J'ai démontré que les rapports d'abondance des molécules soufrées dépendaient plus des conditions physiques du gaz et de la forme initiale du soufre évaporé que du temps. Cependant, une étude au cas par cas sur des sources dont la structure physique est connue permettrait de contraindre à la fois l'âge des sources et la forme initiale de soufre. Des comparaisons entre observations et modèle m'ont permis d'émettre l'hypothèse que le soufre est évaporé des grains sous la forme atomique ou sous une forme rapidement détruite pour donner S.

Les premières étapes de la formation stellaire sont accompagnées d'une évolution de la chimie, à partir de molécules simples dans les nuages froids et sombres vers la détection de molécules organiques complexes autour des étoiles de Classe 0. Bien que principalement composés de gaz, ces nuages contiennent également une petite quantité de poussière microscopique. La contribution de cette poussière est toutefois importante car elle agit comme un catalyseur pour la formation de molécules clés observées dans les glaces froides interstellaires, telles que l'eau ou le méthanol. Ces glaces seraient la première étape d'une chimie riche observée dans les enveloppes tièdes des protoétoiles. Durant cette thèse, je me suis concentré sur la première étape en utilisant une double approche. i) Modélisation. J'ai développé un modèle astrochimique couplant la chimie en phase gazeuse et à la surface des grains. Ce modèle suit la formation multicouche des glaces interstellaires et, grace à une approche multiparamètre, nous permet également d'étudier l'influence de paramètres physiques, chimiques, et de surface, tels que la porosité des grains, sur la composition chimique des glaces. Le modèle a ensuite été utilisé pour prédire la différenciation chimique et la deutéra- tion des glaces interstellaires. Ainsi, j'ai construit un réseau chimique en prenant en compte les travaux expérimentaux et théoriques les plus récents. J'ai ensuite appliqué ce modèle à différents cas. J'ai par exemple montré que les glaces sont très hétérogènes et que leurs compositions sont très sensibles aux conditions physiques ainsi qu'à différents paramètres de surface. La deutéra- tion élevée du formaldehyde et du méthanol a été prédite pour une phase dense (nH ∼ 5 × 10^6 cm−3) et rapide (∼ 5000 ans) tandis que la deutération plus faible de l'eau est prédite pour des conditions typiques de nuages moléculaires. La deutération est très sensible et peut donc etre utilisée comme un traceur des conditions physiques. ii) Observations. J'ai été impliqué dans différents projets observationnels dont les buts étaient reliés aux problèmes de la chimie à la surface des grains. J'ai obtenu les trois résultats suivants. Nous avons montré une évolution de la deutération sélective du méthanol avec le type de la protoétoile, le rapport d'abondance [CH2DOH]/[CH3OD] diminuant avec la masse de la protoé- toile. Une cartographie interféromètrique de l'eau deutérée vers deux protoétoiles de faible masse nous a permis de contraindre un fort degré de deutération de l'eau dans de nouvelles sources. Finalement, nous avons détecté pour la première fois plusieurs molécules organiques complexes dans un coeur prestellaire, remettant en question le scénario actuel de formation des molécules organiques complexes dans des conditions tièdes. / The first stages of star formation are accompanied by an evolution of the chemistry, starting from simple molecules in cold dark clouds to the detection of complex organic molecules around Class 0 protostars. Although mostly composed of gas, these clouds also contain small amounts of microscopic dust. The contribution of this dust is nevertheless important because it acts as a catalyst for the formation of key molecules seen in cold interstellar ices, such as water or methanol. These ices are believed to be the first step towards the rich chemistry seen in the warm envelope of protostars. During my thesis, I focused on this first step and I did so by taking a twofold approach. i) Modelling. I have developed an astrochemical model coupling the chemistry in the gas phase and on the grain surfaces. This model follows the multilayer formation of interstellar ices and allows us to investigate the influence of key physical, chemical, and surface parameters, such as grain porosity, on the chemical composition of ices via a multiparameter approach. The model has been applied to predict the chemical differentiation and the deuteration of interstellar ices. To this end, I have built up a chemical network taking into account the most recent experimental and theoretical works. I applied then the model to various cases. For example, I showed that ices are heterogeneous and their composition are sensitive to the physical conditions as well as several grain surface parameters. The high deuteration of formaldehyde, and methanol observed around low-mass protostars has been predicted by a dense (nH ∼ 5 × 106 cm−3) and fast (∼ 5000 years) phase while the lower deuteration of water is predicted for typical molecular cloud conditions. The deuterium fractionation is very sensitive and can be used as a tracer of the physical conditions. ii) Observations. I have been involved in observational projects whose goals are related to the grain surface chemical problems. I obtained the following three results. We showed an evolution of the selective deuteration with the protostar type, the [CH2DOH]/[CH3OD] abundance ratio decreasing with the protostar mass. Interferometric mapping of deuterated water towards low- mass protostars has allowed us to constrain a high deuteration level of water in new sources. Finally, we detected several complex organic molecules in a cold prestellar core for the first time, challenging the current scenario of complex organic molecules in warm conditions.

Les protoétoiles de masse intermédiaire (IM) (2 ≤ M* ≤ 8 Msun) sont le lien entre les étoiles de faible et haute masse car elles couvrent également un intervalle intermédiaire de luminosités, de densités et de températures [Fuente et al., 2012]. Même si les « IM-YSOs » jouent un rôle important dans l'étude de la formation des étoiles, on a très peu de connaissances sur la formation et l'évolution des premières étapes des protoétoiles de masse intermédiaire. Les études systématiques spectrales sont un outil puissant pour caractériser la composition chimique d'un objet astrophysique, et la seule façon d'obtenir un recensement complet des espèces chimiques. Une étude spectrale fournit également des lignes multiples de la même molécule, donnant la possibilité d'une analyse multifréquences ainsi que d'une modélisation. En outre, grâce aux profils des raies, nous pouvons obtenir des informations sur la cinématique, et identifier les structures au long de la ligne de vue, en tant que sources multiples, des jets ou des cavités, par exemple, [Caux et al., 2011]. Les phénomènes d'éjection (jets, des vents et des « outflows » bipolaires moléculaires), sont une phase inhérente au processus de formation d'étoiles observées dans les YSOs de toutes masses dans des longueurs d'onde millimétriques. Cependant, il n'y a pas d'études systématiques dans l'intervalle de masse intermédiaire comme dans le cas des protoétoiles de faible et haute masse. Compte tenu de l'absence d'une étude systématique de la partie mm/submillimétrique dans le spectre des protoétoiles de masse intermédiaire, au cours de ma thèse, j'ai mené une étude systématique spectrale vers la protoétoile de masse intermédiaire de classe 0 Cep E et de son « outflow » moléculaire. / Intermediate-mass (IM) protostars (2 ≤ M∗ ≤8 Msun) are the link between low and the high mass stars as they cover also an intermediate range of luminosities, densities and temperatures [Fuente et al., 2012]. Even though the IM-YSOs are important in the study of star formation, very little is known about the formation and first evolutionary stages of IM protostars. Unbiased spectral surveys are a powerful tool to characterize the chemical composition of an astrophysical object, and the only way to obtain a complete census of the chemical species. A spectral survey provides also multiple lines from the same molecule, giving the possibility of a multi-frequency analysis and modeling. Also, through line profiles, we can obtain kinematic information, and identify structures along the line of sight, as multiple sources, outflows, jets or cavities, e.g. [Caux et al., 2011]. The outflow phenomena (jets, winds and bipolar molecular outflows), are an inherent phase in the process of star formation observed in YSOs of all range of masses at millimeter wavelengths. However, there are not systematic studies in IM range as in the case of of low- and high-mass protostars. Given the lack of a systematic study of the mm/submm spectrum of IM protostars, during my thesis I carried out an unbiased spectral survey towards IM Class 0 Cep E protostar and its molecular outflow.

Les premières étapes de la formation stellaire sont accompagnées d'une évolution de la chimie, à partir de molécules simples dans les nuages froids et sombres vers la détection de molécules organiques complexes autour des étoiles de Classe 0. Bien que principalement composés de gaz, ces nuages contiennent également une petite quantité de poussière microscopique. La contribution de cette poussière est toutefois importante car elle agit comme un catalyseur pour la formation de molécules clés observées dans les glaces froides interstellaires, telles que l'eau ou le méthanol. Ces glaces seraient la première étape d'une chimie riche observée dans les enveloppes tièdes des protoétoiles. Durant cette thèse, je me suis concentré sur la première étape en utilisant une double approche. i) Modélisation. J'ai développé un modèle astrochimique couplant la chimie en phase gazeuse et à la surface des grains. Ce modèle suit la formation multicouche des glaces interstellaires et, grace à une approche multiparamètre, nous permet également d'étudier l'influence de paramètres physiques, chimiques, et de surface, tels que la porosité des grains, sur la composition chimique des glaces. Le modèle a ensuite été utilisé pour prédire la différenciation chimique et la deutéra- tion des glaces interstellaires. Ainsi, j'ai construit un réseau chimique en prenant en compte les travaux expérimentaux et théoriques les plus récents. J'ai ensuite appliqué ce modèle à différents cas. J'ai par exemple montré que les glaces sont très hétérogènes et que leurs compositions sont très sensibles aux conditions physiques ainsi qu'à différents paramètres de surface. La deutéra- tion élevée du formaldehyde et du méthanol a été prédite pour une phase dense (nH ∼ 5 × 10^6 cm−3) et rapide (∼ 5000 ans) tandis que la deutération plus faible de l'eau est prédite pour des conditions typiques de nuages moléculaires. La deutération est très sensible et peut donc etre utilisée comme un traceur des conditions physiques. ii) Observations. J'ai été impliqué dans différents projets observationnels dont les buts étaient reliés aux problèmes de la chimie à la surface des grains. J'ai obtenu les trois résultats suivants. Nous avons montré une évolution de la deutération sélective du méthanol avec le type de la protoétoile, le rapport d'abondance [CH2DOH]/[CH3OD] diminuant avec la masse de la protoé- toile. Une cartographie interféromètrique de l'eau deutérée vers deux protoétoiles de faible masse nous a permis de contraindre un fort degré de deutération de l'eau dans de nouvelles sources. Finalement, nous avons détecté pour la première fois plusieurs molécules organiques complexes dans un coeur prestellaire, remettant en question le scénario actuel de formation des molécules organiques complexes dans des conditions tièdes.