Les études astrochimiques de la formation stellaire sont particulièrement importantes pour la compréhension de l'évolution de l'Univers, du milieu interstellaire diffus à la formation des systèmes stellaires. Les récentes avancées en matière de modélisation chimique permettent d'apporter de nouveaux résultats sur le processus de formation stellaire et les structures mises en jeu. L'objectif de ma thèse était donc d'apporter un regard neuf sur la chimie de la formation stellaire en utilisant les récentes avancées sur le modèle chimique Nautilus. J'ai pour cela étudié l'évolution de la chimie du soufre durant la formation stellaire pour tenter d'apporter de nouvelles réponses au problème de déplétion du soufre. J'ai d'abord effectué une révision du réseau chimique soufré et étudié son effet sur la modélisation du soufre dans les nuages denses. En comparant aux observations, j'ai montré que le modèle textsc{Nautilus} était capable de reproduire les abondances des espèces soufrées dans les nuages denses en utilisant comme abondance élémentaire de soufre son abondance cosmique. Ce résultat m'a permis d'apporter de nouveaux indices sur les reservoirs de soufre dans ces objets. Puis j'ai effectué une étude complète de la chimie du souffre dans les coeurs chauds en me concentrant sur les effets sur la chimie de la composition pre-effondrement. J'ai également étudié les conséquences des différentes simplifications couramment faites pour la modélisation des coeurs chauds. Mes résultats montrent que la composition pre-effondrement est un paramètre majeur de l'évolution chimique des coeurs chauds, fournissant de nouveaux indices pour expliquer la variété de compositions en espèces soufrées observée dans ces objets. De plus, ma recherche a mis en évidence la nécessité d'uniformiser les modèles de chimie utilisés pour les coeurs chauds. Enfin, j'ai développé une méthode efficace pour inverser les paramètres initiaux d'effondrement de nuages denses en me basant sur une base de données de modèles physico-chimiques d'effondrement, ainsi que sur l'observation d'enveloppes de protoétoiles de Classe 0. A partir d'un échantillon de 12 sources, j'ai pu en déduire des probabilités concernant les possibles paramètres initiaux d'effondrement de la formation d'étoiles de faible masse. / Astrochemical studies of star formation are of particular interest because they provide a better understanding of how the chemical composition of the Universe has evolved, from the diffuse interstellar medium to the formation of stellar systems and the life they can shelter. Recent advances in chemical modeling, and particularly a better understanding of grains chemistry, now allow to bring new hints on the chemistry of the star formation process, as well as the structures it involves. In that context, the objective of my thesis was to give a new look at the chemistry of star formation using the recent enhancements of the Nautilus chemical model. To that aim, I focused on the sulphur chemistry throughout star formation, from its evolution in dark clouds to hot cores and corinos, attempting to tackle the sulphur depletion problem. I first carried out a review of the sulphur chemical network before studying its effects on the modeling of sulphur in dark clouds. By comparison with observations, I showed that the textsc{Nautilus} chemical model was the first able to reproduce the abundances of S-bearing species in dark clouds using as elemental abundance of sulphur its cosmic one. This result allowed me to bring new insights on the reservoirs of sulphur in dark clouds. I then conducted an extensive study of sulphur chemistry in hot cores and corinos, focusing on the effects of their pre-collapse compositions on the evolution of their chemistries. I also studied the consequences of the use of the common simplifications made on hot core models. My results show that the pre-collapse composition is a key parameter for the evolution of hot cores which could explain the variety of sulphur composition observed in such objects. Moreover, I highlighted the importance of standardizing the chemical modeling of hot cores in astrochemical studies. For my last study, I developed an efficient method for the derivation of the initial parameters of collapse of dark clouds via the use of a physico-chemical database of collapse models, and comparison with observations of Class 0 protostars. From this method, and based on a sample of 12 sources, I was able to derive probabilities on the possible initial parameters of collapse of low-mass star formation.

Environ 10% des étoiles de type spectral O, B ou A ont un champ magnétique fort, détectable, stable et à grande échelle à leur surface, qui ressemble le plus souvent à un dipôle. Des modèles théoriques et des simulations numériques prédisent ces champs magnétiques vus en surface pénètrent aussi dans les zones radiatives et influencent la structure interne. Les modèles prédisent que ces champs magnétiques imposent une rotation uniforme dans les zones radiatives et peuvent supprimer la pénétration convective autour du cœur. Cela a des conséquences sur l’évolution de ces étoiles chaudes magnétiques. Pour ce faire, l’astérosismologie est la meilleure méthode car les paramètres des pulsations stellaires sont directement liés aux conditions physiques internes. Plusieurs types de pulsations stellaires sont connus et classés en fonction de leur force de rappel. Parmi eux, les plus à même de sonder les régions proches du cœur des étoiles, sur lequel se concentre notre intérêt dans cette thèse sont les modes de gravité, qui sont gouvernés par la force d’Archimède.Notre premier objectif était d’identifier des étoiles chaudes, pulsantes et magnétiques et de caractériser leurs propriétés magnétiques et sismiques. Des étoiles ont été sélectionnées grâce à des diagnostics observationnels indirects de la présence d’un champ magnétique qou nous confirmons grâce à de la spectropolarimétrie optique à haute résolution obtenue avec ESPaDOnS, Narval et ESPaDOnS. Pour deux étoiles magnétiques connues, HD43317 et o Lup, nous avons caractérisé la géométrie et l’intensité du champ magnétique aves des séries temporelles spectropolarimétriques. Pour toutes les étoiles de notre échantillon, nous avons également obtenu des séries temporelles photométriques très précises grâce aux télescopes spatiaux BRITE, CoRoT ou K2 pour étudier leur variabilité (périodique) cohérente. Seulement HD43317 a révélé des dizaines de fréquences de pulsations stellaires, pointant plutôt vers des modes de gravité.Nous nous sommes ensuite concentrés sur HD43317 dans pour déterminer observationellement la structure interne de cette étoile magnétique chaude. Nous avons fait usage de modélisation sismique: les fréquences des modes de pulsations observées dans les données CoRoT, couvrant 150j, ont été ajustées à celles des modes gravito-inertiels calculés avec le code de pulsations GYRE couplé aux modèles MESA. Nous avons pu associer les fréquences des modes de pulsations à des séries de modes (l,m) = (1,−1) et (2,−1) se chevauchant. La petite zone de pénétration convective dans la zone radiative telle que déduite du modèle MESA optimal s’avère cohérente avec les prédictions théoriques. Néanmoins, les intervalles de confiance sur certains paramètres physiques issus des modèles sont très larges et compatibles avec les valeurs de la littérature pour des étoiles chaudes et pulsantes mais non-magnétiques. Nous en concluons que la série temporelle de 150j de données CoRoT est trop courte pour déterminer d’une manière non-équivoque la structure interne des étoiles magnétiques chaudes, et par conséquent pour distinguer leur structure interne de celle des étoiles chaudes non-magnétiques.Malgré nos efforts de modélisation détaillée de la meilleure étoile chaude pulsantemagnétique HD43317, nous n’avons pas pu corroborer observationnellement les prédictions théoriques d’une structure interne altérée pour les étoiles chaudes magnétiques. Des simplifications et des approximations ont dû être faites au cours de la modélisation sismique en raison de la résolution en fréquence limitée des données CoRoT. D’autres efforts pour inclure le magnétisme dans les codes de pulsations ou le magnétisme, la rotation et le transfert du moment cinétique dans les modèles d’évolution stellaire seront nécessaires afin de déterminer si les signatures magnétiques sont présentes pour les nombreux pulsateurs gravito-inertiels récemment découverts dans la base de données de Kepler. / About ten percent of stars with spectral type O, B or A have a detectable stable strong large-scale magnetic field at their surface, which most often resembles a magnetic dipole. These large-scale magnetic fields extend into the radiative layers of the OBA stars. Theory and simulations predict that they alter the internal structure and physical properties of these stars. In particular, it is expected that these large-scale magnetic fields enforce uniform rotation in the radiative layers and may suppress convective core overshooting. This has consequences for the evolution of these magnetic hot stars and it has implications for galactic evolution. Therefore, we observed and investigated the internal structure of magnetic hot stars. To do so, asteroseismology is the best method as the oscillation properties are directly related to the internal physical conditions. Various types of stellar oscillations are known and they are classified based on their dominant restoring force. Of these, gravity modes are governed by the buoyancy force and have their strongest probing power in the near core region, which is the domain of our interest.Our first objective was to identify pulsating magnetic hot stars and characterize their magnetic and seismic properties. We constructed a sample of magnetic candidate stars, by following indirect observational diagnostics for the presence of a large-scale magnetic field, to confirm with ground-based high-resolution optical spectropolarimetry taken with ESPaDOnS, Narval or HARPSpol. For two known magnetic stars, HD43317 and o Lup, we characterized the geometry and strength of the field in detail by analysing spectropolarimetric time series. For each star in our sample, we obtained high-cadence high-precision space-based photometry from BRITE, CoRoT, or K2 to study (periodic) variability. Only HD43317 revealed tens of stellar pulsations mode frequencies that pointed towards gravity modes. Only a few other stars studied showed a few pulsation mode frequencies, unsuitable for seismic modelling.We investigated the B3.5V star HD43317 in detail to determine the internal structure of a magnetic hot star. We did this by forward seismic modelling, where observed stellar pulsation mode frequencies in the CoRoT data covering ∼150d were fit to those of gravito-intertial modes computed with the pulsation code GYRE, coupled to MESA stellar structure models. We identified the pulsation mode frequencies as overlapping (l, m) = (1,-1) and (2,-1) mode series. The small convective core overshooting region derived from the seismic modelling was in line with the theoretical predictions. Yet, some of the parameters for the best fitted models were also compatible with literature values for non-magnetic pulsators within the derived uncertainties. We conclude that the CoRoT time series of ∼150d is too short to lead to stringent constraints and tests of the stellar interior to discriminate between magnetic and non-magnetic pulsating hot stars.From our detailed modelling efforts of the best studied pulsating magnetic hot star HD43317, we were unable to observationally corroborate the theoretical predictions of an altered internal structure for magnetic hot stars. Simplifications and approximations were made during the forward seismic modelling due to the limited frequency resolution of the CoRoT data in terms of its time base. Further efforts to include magnetism in the pulsation codes, or magnetism, rotation, and angular momentum transport in the evolutionary models, are worthwhile to test whether magnetic signatures are present in the numerous (non-magnetic) gravito-inertial pulsators recently found in the nominal Kepler database (which has a ten times better frequency resolution compared to CoRoT).

La thèse présentée ici se place dans le cadre de la sismologie du Soleil et des étoiles, dans une période de transition entre une bonne connaissance du Soleil grâce à l'héliosismologie et le développement actuel de l'astérosismologie, et, entre une vision statique et une vision dynamique des étoiles. Le but de mon travail a été de participer à cet effort en dépasser la vision statique des intérieurs stellaires et via le développement d'outils d'analyse des données des missions spatiales. Ainsi le modèle solaire standard actuel, la représentation théorique de l'intérieur solaire, présente des limites, mises en avant par une récente révision de ses abondances. Nous montrons que l'écart entre le modèle standard et les observations sismiques est fortement dégradé motivant l'introduction de processus dynamiques dans les modèles. Nous avons aussi entrepris l'introduction d'effets magnétiques dans les couches superficielles pour améliorer la prédiction des fréquences et l'analyse sismique. Les missions spatiales astérosismiques, présentes et futures, permettent d'avoir accès à des informations sur la dynamique des étoiles (rotation, convection, . . .). Pour améliorer ces informations contenues dans les spectres d'oscillations, il est nécessaire d'effectuer une bonne identification des modes ainsi qu'une extraction précise de ces paramètres. Nous montrons comment améliorer ceci en développant une analyse du diagramme-échelle basée sur la récente transformée en curvelette. Cette méthode a pu être validées grâce à des simulations ainsi que dans le cadre d'exercices pour la préparation à la mission CoRoT. Nous nous sommes également intéressé à l'étoile Procyon observée par MOST.

Des observations récentes montrent que les jeunes étoiles en cours de formation éjectent de la matière à des dizaines de kilomètres par seconde, sous la forme de jets et flots impactant le milieu ambient dont l'effondrement est a l'origine de la formation stellaire. L'impact supersonique entre le jet et le nuage moléculaire parent de l'étoile génère un front de choc sous la forme d'un “bow-shock” se propageant dans le gaz interstellaire, et qui s'accompagne d'un choc en retour qui se propage le long du jet.<br /><br />La structure de ces chocs dépend de leur vitesse ainsi que des propriétés physiques du gaz dans lequel ils se propagent, et notamment de la valeur du champ magnétique local. Les simulations numériques de type magnétohydrodynamique de propagation de tels chocs permettent de contraindre les propriétés physiques et chimiques du gaz dans lequel est générée l'émission moléculaire. Les chocs interstellaires, stationnaires et non stationnaires sont ainsi modélisés, et des grilles de modèles sont construites, pour différentes plages de valeurs des paramètres préchocs qui sont aussi les paramètres d'entrée du code de choc, parmi lesquels la vitesse de choc, la densité préchoc, le champ magnétique, et l'âge des chocs dans le cas des chocs non stationnaires.<br /><br />L'émission de la molécule de dihydrogène est d'abord étudiée. En raison de son importance particulière (due à son importante densité ainsi qu'au rôle crucial joué en tant que refroidisseur du gaz et de partenaire de collision pour les espèces moléculaires), la population de ses niveaux est résolue à l'intérieur du code de choc, ainsi que son transfert de rayonnement. L'onde de choc modifie la composition chimique du gaz, dissociant partiellement ou totalement l'hydrogène moléculaire, qui est le principal agent refroidissant du gaz. Dans les régions où le dihydrogène subsiste, il est excité collisionnellement , générant ainsi de l'émission dans ses transitions rovibrationnelles et purement rotationnelles. Cette émission est en effet observée dans l'infrarouge par les satellites ISO (Infrared Space Observatory) et Spitzer. Les diagrammes d'excitation correspondants sont ensuite utilisés pour comparer les modèles aux observations existantes pour le flot bipolaire L1157, détecté autour d'une jeune protoétoile de Classe 0. Ces comparaisons confirment la nécessité d'un recours aux modèles de chocs non stationnaires pour interpréter les densités de colonne observées pour les niveaux de H2.<br /><br />De telles régions de chocs génèrent des conditions physiques et chimiques elles mêmes à l'origine d'une chimie particulière favorisant la formation de molécules caractéristiques telles que SiO, dont l'émission est alors observée dans les fenêtres infrarouge et submillimétrique (IRAM, CSO, JCMT). Le transfert de rayonnement de la molécule de SiO est simulée à l'aide d'un programme numérique reposant sur l'approximation LVG (Large Velocity Gradient). Ce programme est écrit, testé dans des conditions basiques, comparé à d'autres modèles de référence, puis utilisé en sortie du code de choc pour les modèles des grilles mentionnées plus haut. Les mécanismes d'émission des raies moléculaires sont ainsi étudiés, des digrammes d'intensité intégrée et des profils de raie sont alors produits. Des comparaisons avec les observations de la région L1157 sont effectuées indépendamment des résultats relatifs au dihydrogène, avec un bon accord pour des modèles de choc stationnaires et sous diverses hypothèses de répartition initiale du silicium dans les grains de poussière, et de l'oxygène dans la phase gazeuse. Enfin, l'émission de SiO est aussi étudiée dans le cadre de ces mêmes hypothèses dans les chocs non stationnaires. La comparaison simultanée des observations SiO et H2 est alors réalisée, c'est à dire leur ajustement par un même modèle de choc, avec des résultats encourageants.<br /><br />Pour compléter cette étude, l'émission de CO est aussi envisagée dans les modèles de chocs stationnaires et non stationnaires, et le monoxyde de carbone est ajouté à la liste des molécules dont la production et l'émission peuvent être modélisées par le même choc que H2 et SiO avec un accord satisfaisant, même si cet ajout ne génère pas de contrainte supplémentaire par rapport à ces deux molécules.

L'étude de l'hydrogène moléculaire est fondamentale pour une meilleure compréhension des mécanismes de formation stellaire et planétaire. En effet, le H2 est la molécule la plus abondante dans l'environnement circumstellaire des étoiles jeunes, et permet<br />donc d'estimer les quantités totales de gaz disponibles à chaque étape de l'évolution de la protoétoile vers la séquence principale. Dans ce contexte, j'ai mené une étude sur la composante gazeuse, et en particulier sur l'hydrogène moléculaire, dans l'environnement circumstellaire d'un échantillon d'étoiles pré-séquence principale, dites étoiles Ae/Be de Herbig, à différents stades de leur évolution vers la séquence principale.<br /><br />A partir des spectres observés par le satellite FUSE dans<br />l'ultraviolet lointain, j'ai mis en évidence plusieurs mécanismes d'excitation de l'hydrogène moléculaire qui sont clairement corrélés à la structure de l'environnement circumstellaire. En particulier, pour les étoiles de type Be, qui sont les plus jeunes de l'échantillon, les diagrammes d'excitation de l'hydrogène moléculaire circumstellaire peuvent être assez bien reproduits par un modèle de région de photodissociation. Mon analyse montre que ces étoiles sont entourées d'une enveloppe circumstellaire, reste<br />du nuage dans lequel elles se sont formées. Les étoiles de type Ae/B9 de l'échantillon, connues pour être entourées de disques, forment un groupe plus hétérogène. Pour la plupart de ces étoiles, du fait des angles d'inclinaison, le gaz présent dans les disques est très rarement observé car la ligne de visée ne traverse pas les disques. Lorsque du H2 d'origine circumstellaire<br />est observé, j'ai mis en évidence la présence d'un milieu chaud très proche de l'étoile, excité par collisions. En utilisant un modèle de disque ouvert et en supposant que la poussière et le gaz sont couplés, j'ai montré que le gaz chaud que l'on observe ne se situe pas dans le disque, mais peut avoir plusieurs origines. Le gaz chaud peut provenir d'une région chaude de type chromosphère étendue ou de la photoévaporation du disque.<br /><br />Ces différences de structure dans l'environnement circumstellaire des étoiles de Herbig Ae et Be reflètent la différence d'évolution de ces deux groupes d'étoiles. En effet, cette structuration différente du milieu circumstellaire peut être expliquée par une évolution plus rapide des étoiles de Herbig de type Be qui sont associées à de plus forts champs de rayonnement. <br /><br />Ces résultats représentent des contraintes fortes sur les<br />conditions physiques dans lesquelles se trouve le gaz circumstellaire, qui, une fois complétées par de nouvelles observations, permettront d'avoir une compréhension globale de la structure et de l'évolution de l'environnement circumstellaire des étoiles jeunes.

Le travail presente dans cette these a pour objet l'etude de certaines proprietes des systemes binaires pre-sequence principale: la proportion de ces systemes dans differentes populations, l'existence et les proprietes de disques de matiere en leur sein, et enfin l'interaction de ces disques avec les deux composantes stellaires du systeme. A ces fins, plusieurs techniques d'imagerie a haute resolution angulaire sont utilisees, ainsi que des simulations numeriques de type Monte-Carlo. La proportion de systemes binaires dans deux amas stellaires ages d'environ deux millions d'annees est determinee, puis une comparaison de ces resultats avec des etudes anterieures est presentee. L'ensemble de ces donnees est compare aux modeles de formation et d'evolution dynamique des amas d'etoiles, et semblent en accord avec l'hypothese selon laquelle le processus de formation aboutit a un proportion ``initiale'' de binaires proche de 100%, avant que les nombreuses interactions dans les amas ne detruisent une partie de ces systemes. La spectroscopie de systemes binaires T Tauri revele que les deux composantes d'un meme systeme possedent simultanement des disques circumstellaires, ce qui suggere que les environnements des deux composantes n'evoluent pas independamment durant le premier million d'annees. Des images directes de deux disques circumbinaires et deux disques circumstellaires au sein de systemes binaires ont egalement ete obtenues dans le visible, le proche infrarouge et le domaine millimetrique. En couplant ces resultats a l'utilisation d'un code numerique decrivant la diffusion multiple des photons, il est possible d'estimer les proprietes geometriques des disques, ainsi que celles des grains de poussiere qui y sont presents.

Malgré la faible abondance du deutérium dans l'Univers (D/H ~ 1.5 10e-5), des molécules deutérées sont détectées en grande abondance dans les régions de formation d'étoiles, avec un fractionnement (rapport de l'abondance de la molécule deutérée à celle de son isotope principal) supérieur de plusieurs ordres de grandeur à l'abondance cosmique du deutérium. Ces molécules deutérées représentent des sondes précieuses pour déterminer les conditions physiques régnant lors de la formation d'une étoile. L'incorporation préférentielle d'atomes de deutérium dans les molécules est une conséquence de la différence d'énergie de point zéro entre une espËce deutérée et son isotope principal. Les températures indiquées par les fractionnements observés en phase gazeuse étant bien plus faibles que la température actuelle du gaz, il est généralement admis que ces molécules ont été formées lors d'une phase antérieure froide et dense (phase de coeur préstellaire), par des réactions en phase gazeuse ou à la surface des grains, puis stockées dans les manteaux de glace des grains. Elles sont libérées en phase gazeuse quand la protoétoile nouvellement formée chauffe son enveloppe et évapore les glaces. Nous étudions dans cette thèse les processus physico-chimiques menant à un tel degré de deutération dans les environnements des protoétoiles de faible masse, progéniteurs d'étoiles telles que notre soleil. Nous présentons dans un premier temps des observations de molécules deutérées (en particulier eau, formaldéhyde et méthanol) dans les enveloppes de gaz et de poussière entourant les jeunes protoétoiles. Des observations dans le domaine millimétrique ont permis de mettre en évidence un fort degré de deutération du méthanol dans le gaz constituant l'enveloppe. En particulier, l'isotope triplement deutéré a été détecté avec un fractionnement CD3OH/CH3OH de 1%. Les fractionnements observés sont compatibles avec un scénario de formation du formaldéhyde et du méthanol à la surface des grains de poussière. L'analyse de l'émission de l'eau dans ces memes environnements conduit paradoxalement à un fractionnement environ dix fois plus faible, en accord avec la limite supérieure sur le fractionnement de l'eau dans les glaces constituant les manteaux des grains de poussière, déterminée par des observations dans le proche infrarouge. Nous présentons enfin un modèle de chimie à la surface des grains se proposant de comprendre pourquoi le deutérium est préférentiellement incorporé dans les molécules de formaldéhyde et de méthanol plutot que dans l'eau.

La qualité des données sismiques du satellite CoRoT ouvre de nouveaux horizons dans l'étude de la structure interne et de l'évolution des étoiles. Mon travail de thèse a consisté à l'analyse et à l'interprétation des spectres d'oscillations de pulsateurs de type solaire observés au sol et depuis l'espace, en particulier avec le satellite CoRoT. L'objectif de l'analyse d'un spectre d'oscillations est de déterminer les paramètres des modes propres de l'étoile (fréquences propres, amplitudes, durées de vie). Au sein du DAT (groupe en charge de l'analyse des pulsateurs de type solaire observés avec CoRoT), j'ai contribué à adapter aux objets étudiés une méthode utilisée avec succès pour extraire les paramètres des modes du Soleil. J'ai appliqué cette méthode à l'analyse des cinq premiers pulsateurs de type solaire observés avec CoRoT. Un soin particulier a été consacré à l'étude de la significativité des pics détectés, qui a permis de conforter la détection de modes mixtes dans le spectre de l'étoile HD 49385. Dans le cadre de mon travail de modélisation et d'interprétation, j'ai recherché les informations qu'apportent les paramètres sismiques sur la structure du cœur de certaines des étoiles analysées. Ces étoiles possèdent (ou ont possédé) un cœur convectif, dont les caractéristiques dépendent des processus de transport des éléments chimiques (e.g. l'overshooting), aujourd'hui mal décrits par les modèles théoriques. J'ai modélisé trois pulsateurs de type solaire de masses et de stades évolutifs différents, dont les paramètres sismiques permettent de sonder le cœur et donc de contraindre observationnellement les processus de transport. En particulier, la détection dans l'étoile HD 49385 de modes mixtes en croisement évité m'a amené à étudier l'apport de ce type de mode à la compréhension de la structure du cœur.

À toutes les échelles de l'Astrophysique, l'impact de l'ionisation venant des étoiles massives est une question cruciale. A l'échelle galactique, l'ionisation peut réguler la formation des étoiles en soutenant les nuages moléculaires contre l'effondrement gravitationnel et à l'échelle stellaire, diverses indications pointent vers une naissance possible du système solaire à proximité des étoiles massives. À l'échelle du nuage moléculaire, il est clair que le gaz chaud et ionisé comprime le gaz froid qui l'entoure, conduisant à la formation des piliers, des globules, et des coquilles de gas dense dans lesquelles des coeurs pré-stellaires sont observés. Quels sont les mécanismes de formation de ces structures? La formation de ces coeurs pré-stellaires est-elle déclenchée par l'ionisation ou préexistante ? Les étoiles massives ont-elles un impact sur la distribution en densité du gaz environnant ? Ont-elles un impact sur la distribution des étoiles en fonction de leur masse (la fonction de masse initiale, IMF) ? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en se concentrant en particulier sur la compréhension de la formation des structures entre le gaz froid et ionisé. Nous présentons l'état de l'art des travaux théoriques et des observations des régions ionisées (régions Hii) et nous introduisons les outils numériques qui ont été développés pour modéliser l'ionisation dans les simulations d'hydrodynamique turbulente effectuées avec le code HERACLES. Grâce aux simulations, nous présentons un nouveau modèle pour la formation des piliers basés sur la courbure et l'effondrement de la coquille dense sur elle-même et un nouveau modèle pour la formation de globules basé sur la turbulence du gaz froid. Plusieurs diagnostics ont été développés pour tester ces nouveaux modèles sur les observations. Si les piliers sont formés par l'effondrement de la coquille dense sur elle-même, le spectre en vitesse d'un pilier en formation présente un spectre avec une composante décalée vers le rouge et une composante décalée vers le bleu correspondant aux parties de la coquille en avant-plan et en arrière-plan qui rentrent en collision sur la ligne de visée. Si les globules émergent en raison de la turbulence du nuage moléculaire, le spectre en vitesse de ces globules est décalé à des vitesses différentes de celles de la coquille, des piliers et des coeurs denses qui suivent l'expansion globale de la région H ii. Un autre diagnostic est l'impact de la compression sur la fonction de densité de probabilité (PDF) du gaz froid. La distribution a un double pic lorsque la pression dynamique turbulente est faible par rapport à la pression du gaz ionisé. Il s'agit de la signature de la compression causée par l'expansion de la bulle ionisée. Quand la turbulence est élevée, les deux pics fusionnent et la compression peut encore être identifiée, mais la signature est moins claire. Nous avons utilisé des cartes de densité de colonne Herschel et des données de raies moléculaires pour caractériser la structure en densité et vitesse de l'interface entre le gaz ionisé et le gaz froid dans plusieurs régions : RCW 120, RCW 36, Cygnus X, la Nébuleuse de la Rosette et de l'Aigle. En plus des diagnostics issus des simulations, des prédictions analytiques des paramètres de la coquille et des piliers ont été testées et confrontées aux observations. Dans toutes ces régions, les modèles analytiques et les diagnostics issus des simulations donnent des résultats concluants. La structure en vitesse d'un pilier en formation dans la nébuleuse de la Rosette suggère qu'il a été formé par l'effondrement de la coquille sur elle-même et la dispersion des vitesses moyennes des globules dans Cygnus X et dans la Nébuleuse de la Rosette tend à confirmer leur origine turbulente. La compression due au gaz ionisé est visible sur la PDF du gaz froid dans la plupart des régions étudiées. Ce résultat est important pour le lien entre l'IMF et les propriétés globales du nuage. Si l'IMF peut être déduite de la PDF d'un nuage, l'impact des étoiles massives sur la PDF doit être pris en compte. En outre, nous présentons des simulations dédiées de RCW 36 qui suggèrent que les coeurs denses au bord du gaz ionisé ne sont pas pré-existants, leur formation a été déclenchée par la compression due à l'ionisation. En conséquence, l'ionisation des étoiles massives est un processus clé qui doit être pris en compte pour la compréhension de l'IMF. En annexe, nous présentons également des travaux réalisés en parallèle de cette thèse : l'échange de charge dans la collision entre vents planétaires et stellaires, en collaboration avec le professeur E. Chiang, à l'école d'été ISIMA 2011 à Pékin; et le test de site en sub-millimétrique sur la station Concordia en Antarctique avec l'équipe CAMISTIC (PI : G. Durand).

Une fraction non négligeable de l'histoire de la formation stellaire a lieu dans des environnements très affectés par la poussière. Il est donc naturel de se demander si on arrive à bien contraindre cette activité de formation d'étoiles. En effet, une part importante de cette activité pourrait être manquée due à la présence de poussière. C'est dans ce contexte que s'inscrit le travail que je vais présenter.Dans la première partie de ma thèse, j'ai eu pour but de déterminer la fraction de galaxies lumineuses formant des étoiles à haut redshift (i.e. 1.5 1mJy) présentent des couleurs 100/24 et 160/24 plus faibles que les autres sources du champ COSMOS et leur luminosité semble donc provenir majoritairement d'un AGN. Les avancées technologiques et l'exploration des longueurs d'ondes en infra-rouge lointain et en submillimétrique, avec notamment Herschel, SCUBA-2, Alma, JWST, permettront de mieux comprendre la connexion AGN/ flambée de formation stellaire au sein des galaxies jusqu'à des hauts redshifts.