This thesis investigates the modelling of massive protostellar envelopes in dust and molecular emission. A detailed study is undertaken for a sample of 30 targets believed to contain young high-mass protostars. SCUBA observations of the dust emission are used to help distinguish between the genuine high-mass protostars and clusters of lower mass protostars. Using the single power-law density structure, models are found that fit 16 sources, that are well-separated from other sources, in half of the 30 target regions. Indices of the power-law profiles are compared to values obtained from the literature. The distributions of the indices are similar but there are differences in the underlying distributions which show that observations at longer wavelengths give generally steeper profiles. Investigating the underlying nature of the sources between the fitted and non-fitted sources shows some interesting differences between the groups. These differences indicate that the modelled sources are more likely to be massive protostars while the other sources are probably lower mass protostars. Single power-law modelling is also used to investigate molecular emission in a second group of targets from the RMS survey. Dust models are obtained for six of the sources which show similar results to the sources described above. Molecular line emission from the targets is mapped and compared to the dust emission which shows they trace the same regions. The dust models are used as a basis to obtain the molecular abundances for the sources. Abundances from the modelling the lines are broadly similar values to those observed in other high-mass protostars and association with radio and maser emission indicates that high-mass star formation is definitely occurring in some of these regions.

The mechanism by which massive stars form is not nearly as well understood as it is for lower mass stars. For instance, at the onset of massive star formation, it is still not clear whether the mass for a given massive star comes from the turbulent collapse of a dense core (i.e McKee & Tan, 2003) or whether the star continues to accrete material from the cores environment as it grows (i.e. Bonnell et al., 1998). From this point, it is suggested that the cold, massive core (an Infrared Dar Cloud) begins to heat up and form a Hot Core. Later in its protostellar evolution, an HII region forms from the ionizing radiation being produced by the massive star. How, or even whether, accretion onto the massive protostar can continue in the presence of the large outward thermal and radiation pressures from the star is also quite uncertain. Can the star continue to accrete ionized gas (i.e. Keto & Wood, 2006)? Are the accretion rates high enough early on to account for the final observed masses (i.e. Klaassen et al., 2006)? Or, is there some way of minimizing the radiation pressure affecting the infalling gas (i.e. McKee & Ostriker, 2007, and references therein). Here, we present observations which suggest that there is a statistically significant, although short, period in which rotation and infall of molecular gas (which powers a bipolar outflow) continue after the formation of an HII region. This continued infall of material is seen on both large and small scales, and appears to be continuing to produce outflows in many of the sources observed in this study. That it is not seen in all sources suggests that this stage is short lived. / Thesis / Doctor of Philosophy (PhD)

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.