Le Merapi, sur l'île indonésienne de Java, est l'un des volcans les plus actifs au monde. Ses pentes sont densément habitées jusqu'à un rayon de 4 km autour du sommet, et plus de 50 000 personnes vivent dans la zone la plus dangereuse (KRB III), exposée aux coulées et déferlantes pyroclastiques, un des aléas volcaniques les plus meurtriers. Dans ce contexte, l'évacuation temporaire des zones menacées est, en cas d'éruption, le seul moyen envisageable de réduction du risque pour les populations. L'objectif de cette thèse est d'analyser les réponses institutionnelles et communautaires déployées face aux crises volcaniques au Merapi, en particulier lors de l'éruption majeure de 2010. L'évaluation de ces réponses et des capacités de gestion de crise repose sur des retours d'expérience d'éruptions récentes, surtout celle de 2010, dont le vécu a permis de recueillir des données de première main sous forme de questionnaires, entretiens, discussions de groupe et maquette participative en trois dimensions. Les résultats présentés portent dans un premier temps sur l'analyse des facteurs de toutes natures (socioéconorniques, politiques, culturels, fonctionnels, etc.) susceptibles d'influencer la décision d'évacuer et le déroulement des évacuations, en nous fondant notamment sur des analyses rétrospectives sur les éruptions de 1994 et 2006. Dans un second temps, nous décortiquons la gestion de crise et en particulier le processus d'évacuation lors de l'éruption de 2010. Dans un dernier temps, cette thèse propose des modélisations d'évacuation à deux échelles: celle du massif volcanique et celle d'une localité, ceci dans une démarche prospective. Ces analyses permettent au final de mettre en évidence les lacunes dans la gestion des évacuations lors des crises volcaniques en Indonésie, et de proposer des améliorations pour une meilleure préparation aux niveaux institutionnel et communautaire.

Les systèmes de positionnement et de navigation par satellite (GNSS) ont connu un formidable essor au cours des deux dernières décennies au point d'être aujourd'hui un élément technologique universel. Le recours au positionnement précis par satellite est intégré à notre vie quotidienne: puces GPS intégrées dans les téléphones portables, systèmes de radionavigation utilisés pour le guidage d'engins agricoles, l'approche aérienne et maritime. Les stations GNSS déployées dans les réseaux géodésiques permanents participent au maintien des références géodésiques nationales et internationales et à la prévision météorologique. Ces applications scientifiques requièrent une mise en œuvre rigoureuse des équipements et un traitement sophistiqué des mesures. Une limitation de précision commune vient la présence d'erreurs dans les mesures dues à la traversée de l'atmosphère. L'amélioration des méthodes de correction de la propagation des signaux radiofréquence dans l'atmosphère a permis au cours des dix dernières années d'atteindre une précision sub-centimétrique en positionnement vertical et de faire des GNSS une technique de référence pour le sondage de la vapeur d'eau dans la troposphère. Ce manuscrit rassemble les résultats des recherches que j'ai développées au LATMOS et à l'IGN depuis une douzaine d'années dans le domaine du positionnement précis par GPS, de la télédétection de la vapeur d'eau atmosphérique par GPS et lidar Raman, et de l'étude du cycle de l'eau atmosphérique au moyen de systèmes d'observations et de modèles de prévision météorologique.

Pouvoir évaluer l'impact du changement climatique sur la ressource en eau, et les systèmes de gestion qui lui sont associés, est une préoccupation majeure de nos sociétés. Une telle évaluation nécessite la mise en place d'une chaîne de simulation qui permet, sur la base d'expériences climatiques futures, i) d'estimer à l'échelle régionale l'évolution possible de la ressource et de sa variabilité, ii) de simuler le comportement des systèmes utilisés pour leur gestion pour iii) estimer les éventuelles modifications de performance. Cette thèse vise à tester la possibilité de mettre en place une chaîne de simulation de ce type pour un système de gestion réel et à identifier quelles sont les composantes à considérer dans ce cas. Pour ce faire, nous chercherons en particulier à apporter des éléments de réponse aux questions suivantes: - Quelles représentations peut-on faire d'un système de gestion opérationnel pour une application en climat modifié ? - Quels éléments d'évaluation peuvent permettre d'estimer l'impact du changement climatique sur ce système de gestion ? - Quelles sont les sources d'incertitudes influençant cette évaluation ? Quelles sont les contributions relatives à l'incertitude totale des différentes méthodes et modèles utilisés ? Nous considérerons plus précisément le système de gestion du barrage de Serre-Ponçon, alimenté par le haut bassin versant de la Durance. Ce barrage, géré par EDF, est l'un des plus grands barrages artificiels européens. Il est multi-usages (irrigation, soutien d'étiage, production d'hydroélectricité, tourisme). Dans un premier temps, nous présenterons le contexte du système de gestion actuel. Nous mettrons ensuite en place un modèle de gestion du barrage visant à reproduire - de façon réaliste du point de vue du gestionnaire actuel (EDF), mais simplifiée pour pouvoir être appliqué sous scénarios futurs - la gestion actuelle du barrage. Nous développerons pour cela i) des modèles permettant d'estimer les différentes demandes en eau et ii) un modèle d'optimisation de la gestion sous contraintes. Ce modèle permettra de simuler la gestion du système au pas de temps journalier sur plusieurs décennies du climat récent, ou de climats futurs modifiés. Nous proposerons ensuite un ensemble d'indicateurs qui permettent de fournir une estimation de la performance d'un tel système à partir des sorties du modèle de gestion obtenues par simulation pour différentes périodes de 30 ans. Nous explorerons la façon dont la performance estimée dépend du modèle choisi pour la représentation du système de gestion actuel, et plus précisément de la façon dont la stratégie utilisée pour l'optimisation de la gestion est élaborée. A ce titre, nous proposerons trois modèles de gestion basés sur trois types de stratégies, obtenues pour des degrés différents de prévisibilité des apports et sollicitations futurs à la retenue. Pour ces simulations, les modèles d'impacts nécessitent des scénarios de forçages météorologiques à l'échelle de bassin versant (e.g. modèle hydrologique, modèle d'usages de l'eau, modèle de gestion de la ressource). Ces scénarios peuvent être obtenus par des méthodes de descente d'échelle statistique (MDES), sur la base des simulations grande échelle des modèles climatiques globaux. Enfin, nous évaluerons les incertitudes liées aux deux types de modèles et estimerons leurs contributions relatives à l'incertitude globale. Nous utiliserons pour cela les scénarios issus de différentes chaines de simulation GCM/MDES produits sur la période 1860-2011 dans le cadre du projet RIWER2030. Nous montrerons que ces deux sources d'incertitudes sont du même ordre de grandeur sur l'estimation des modifications de performance.

Au cours du 20ème} siècle, les enregistrements marégraphiques suggèrent une hausse du niveau de la mer de 1.8 mm/an. Plus récemment, les observations spatiales indiquent une hausse de 3.3 mm/an sur la période 1993-2009. Cette augmentation au cours du temps est attribuée au réchauffement global de la planète enregistré depuis plusieurs années maintenant. Durant cette thèse, nous analysons les observations et les causes de la hausse moyenne globale du niveau de la mer. Nous estimons les variations stériques du niveau de la mer grâce aux données du projet international Argo et, les variations de masse des océans liés aux apports d'eau des continents à l'aide des mesures de la mission GRACE. Une autre étude se concentre sur la variabilité du stock d'eaux continentales des plus grands bassins hydrologiques de la planète, à l'aide des données GRACE, et l'impact de cette composante à la hausse du niveau de la mer. Puis, nous analysons l'impact de la variabilité interannuelle du stock d'eaux continentales aux variations du niveau de la mer sur diverses périodes. Enfin, nous étudions le bilan des contributions climatiques à la hausse observée du niveau de la mer sur la période altimétrique totale et pour les années récentes. Dans une deuxième partie, nous étudions les variations régionales du niveau de la mer. Nous établissons dans un premier temps, les causes de la variabilité régionale du niveau de la mer et nous interprétons le signal résiduel issu de la différence entre le niveau de la mer observé et l'expansion thermique des océans. Nous étudions ensuite les variations passées des structures régionales du niveau de la mer sur les dernières décennies (1950-2003). Le but est de reconstruire les variations passées du niveau de la mer en 2-D et ainsi d'avoir une connaissance plus approfondie de l'évolution régionale du niveau moyen des mers. Ce travail a pour objectif ultime de contraindre les modèles climatiques couplés utilisés par l'IPCC (Intergovernmental Panel on Climate Change) pour prédire l'évolution future du niveau de la mer au cours du 21ème siècle. Cette analyse nous permet de détecter un signal basse fréquence dans la variabilité régionale du niveau de la mer que nous observons non seulement dans les données in situ mais aussi dans les modèles climatiques couplés.

L'ouverture de l'Atlantique Sud s'est initiée par une phase de rifting au Crétacé inférieur. Pendant cette période, une épaisse série salifère s'est développée dans tout le segment Central. La présence contemporaine d'évaporites, communément associées à un climat aride, suggère donc la possibilité d'avoir eu, au Crétacé inférieur, des zones arides à proximité de l'Equateur. Cette observation soulève alors des questions majeures: quelle a été l'incidence du rifting sur le climat? Et quels rôles ont pu jouer ces deux processus, climat et tectonique, dans la dynamique sédimentaire et entre autre sur la dynamique des dépôts du sel? Dans ce but, une approche par modélisation numérique a été choisie et trois grandes étapes ont été suivies, (1) une synthèse paléogéographique, (2), une modélisation climatique, et (3) une modélisation stratigraphique. La synthèse paléogéographique a permis, dans un premier temps, de mettre en évidence une évolution diachrone de l'activité du rift, précoce au Nord du segment Central avant de se propager dans la partie Sud, et d'autre part de préciser la chronologie des deux phases d'extension, rift et sag. Les modélisations climatiques ont montré l'existence d'une ceinture climatique humide au Nord de la zone d'étude, ainsi qu'une forte saisonnalité. Enfin, les modélisations stratigraphiques ont révélé l'importance de la prise en compte (1) de cette saisonnalité dans les modèles et (2) de la paléogéographie du segment Central. L'interaction entre les trois thématiques a permis de préciser l'importance des paramètres de contrôle pour la formation des évaporites. Ainsi, (1) le climat a joué un rôle majeur en offrant des conditions climatiques favorables grâce à la saisonnalité du climat dans la mise en place des évaporites, mais (2) le rift a éxercé un contrôle primordial puisqu'il a généré un régime de subsidence permettant la connexion marine et l'apport de sel nécéssaire au dépôt des évaporites dans un bassin encore protégé.

Ce travail s'intéresse aux altérations des systèmes fluviaux et à leur modélisation à une échelle de temps intermédiaire, de l'ordre de quelques décennies, et à l'échelle spatiale de bassins versants étendus et complexes. Une revue de la littérature montre que cette question reste principale chez les géomorphologues. Elle permet de dégager les constantes des différents modèles conceptuels qui ont été développés et en particulier i) la dépendance aux conditions hydrologiques et aux conditions d'alimentation solide, ii) la réaction du système pour s'adapter en cas d'altération de ces conditions, et iii) la propagation de ces perturbations avec une atténuation progressive vers l'aval du bassin versant. Nous avons choisi d'étudier plus particulièrement les perturbations introduites par les aménagements hydroélectriques à l'échelle du bassin versant en développant un modèle conceptuel, basée sur une description volontairement limitée des altérations hydrologiques et d'alimentation solide, et sur la connaissance experte pour la prédiction de l'évolution de la morphologie des rivières alluviales. L'objectif est la détermination des trajectoires d'évolution de variables représentatives de la morphologie de la rivière qui les font évoluer d'un état d'équilibre dynamique à un autre. Nous avons testé ce modèle sur une représentation du bassin versant de l'Isère à l'amont de Grenoble (5818 km2) en intégrant une description du schéma complexe d'aménagements hydroélectriques construits dans la deuxième moitié du XXème siècle. La modélisation donne des résultats cohérents avec les observations du système mais qui sont limitées par les hypothèses fortes d'un équilibre initial du système fluvial et de l'unicité de l'origine des perturbations. En dernière partie, nous ébauché le développement d'un modèle numérique simplifié destiné à prendre en compte la période de transition entre les états d'équilibre dynamique. Ce modèle permet d'évaluer la durée de la période transitoire d'un tronçon de rivière et de valider l'utilisation du concept de débit morphogène qui est fait dans le modèle conceptuel des équilibres dynamiques. Ce modèle permet de simuler la superposition d'altérations mais, dans l'état actuel, il ne permet pas de modéliser la cinétique de la propagation des altérations amont vers l'aval du bassin versant. Mots-clés : morphologie fluviale, bassin versant, régime hydrologique, apports sédimentaires, aménagements hydroélectriques, trajectoires de ajustements, cinétique de évolution du lit.

Les océans expliquent une part importante de la variabilité des pluies de mousson en Afrique de l'ouest. Quels sont les mécanismes physiques de ces interactions océan- atmosphère ? Comment sont-elles reproduites par les modèles de climat ? Ces deux questions sont ici abordées, en séparant d'emblée les échelles de temps interannuelles et décennales, et en confrontant les simulations réalisées pour le 4e rapport du Groupe intergouvernemental d'experts sur l'évolution du climat (GIEC) aux données observées du xxe siècle. À l'échelle interannuelle, les anomalies de température à la surface du Pacifique équatorial, du golfe de Guinée, et de la Méditerranée sont statistiquement liées aux anomalies des pluies d'Afrique de l'ouest. La question de la stationnarité de ces liens au cours du xxe siècle est brièvement abordée. Les mécanismes physiques sont ensuite appréhendés dans les réanalyses atmosphériques et dans les simulations couplées du GIEC. Pour comprendre le comportement du modèle du Centre national de recherches météorologiques (CNRM), différentes expériences de sensibilité sont réalisées en prescrivant à l'océan une tension de vent réanalysée, sur le Pacifique tropical ou sur tout globe. Une simulation atmosphérique avec des températures de surface prescrites est aussi utilisée pour discuter du rôle du couplage océan-atmosphère. Étant donné le caractère saisonnier de la mousson africaine, le phasage temporel de la variabilité océanique doit être considéré avec attention. Dans les modèles couplés, les biais de l'El Niño-Southern Oscillation (ENSO) et de l'Atlantic Niño conduisent en effet à des interactions océan-mousson différentes de celles observées. À terme, une meilleure compréhension et simulation de la variabilité océanique et de ses influences pourrait permettre d'améliorer les scores de prévision saisonnière sur l'Afrique de l'ouest

Le fer constitue un élément essentiel pour la croissance du phytoplancton en milieu marin. Il est en effet l'élément limitant pour la production primaire dans de nombreuses régions océaniques et, de fait, est impliqué dans le cycle du carbone de la planète. Pourtant, son cycle biogéochimique est encore très mal connu. Les poussières atmosphériques et les sédiments des marges continentales sont considérés à l'heure actuelle comme les deux principales sources potentielles de fer à l'océan ouvert de surface. Ces deux sources ayant montré des compositions isotopiques très contrastées, les isotopes du fer dans la colonne d'eau ont été pressentis comme un traceur prometteur de ces sources. Outre ces apports à l'océan, le fer subit une multitude de processus de transferts entre les différentes formes physico-chimiques sous lesquelles il est présent dans la colonne d'eau. Certains de ces processus étudiés in vitro semblent être à l'origine d'un fractionnement des isotopes du fer. Par conséquent l'étude des isotopes du fer dans la colonne d'eau pourrait aussi nous permettre de clarifier ces échanges. Au commencement de ma thèse, aucune mesure des isotopes du fer dissous dans l'océan n'avait encore été réalisée. Une telle mesure impliquait un réel défi analytique dans la mesure où les quantités de fer disponibles dans un échantillon d'eau de mer sont très faibles alors que la matrice salée dans laquelle il réside est très concentrée. Nous avons donc développé une méthode de mesure des isotopes du fer dissous dans des eaux de mer appauvries en fer, satisfaisant aux exigences requises, à savoir un bon rendement, un blanc de quelques ng, une élimination de la matrice et un moyen précis de corriger des fractionnements isotopiques tout au long de la procédure. Le succès de l'intercalibration du programme GEOTRACES constitue une validation supplémentaire de notre méthode. Cette méthode a permis d'obtenir les premières données de compositions isotopiques (CI) de fer dissous dans l'océan. Nous avons également documenté les particules en suspension, pour lesquelles aucune mesure de compositions isotopiques n'avait encore été réalisée. L'analyse des résultats de ces deux fractions montre des variations systématiques et significatives de δ56Fe, dont les valeurs sont comprises entre -0.71 et +0.58‰ avec une précision de ±0.08‰ (2σ), les plus grandes variations étant observées dans la phase dissoute. A travers des régions étudiées très contrastées, des tendances cohérentes (énoncées ci-après) ont permis de dégager des premières interprétations sur le cycle des isotopes du fer dans l'océan. En dessous de la couche de surface, les variations de CI observées sont à la fois cohérentes i) avec la circulation océanique, i.e., on retrouve des CI semblables dans une même masse d'eau échantillonnée à des sites distants de plusieurs milliers de km, mais semble aussi en cohérence avec ii) les propriétés biogéochimiques de la colonne d'eau. Nous suggérons l'existence de fractionnements isotopiques associés à l'activité phytoplanctonique, à la reminéralisation ainsi qu'aux échanges de sorption, chacun de ces fractionnements présentant une amplitude relativement faible par rapport à certains rapportés dans la littérature. Alors que le mécanisme sédimentaire délivrant du fer dans la colonne d'eau était jusqu'à présent supposé être principalement la dissolution par réduction bactérienne (caractérisé par Δdiss-part≈-3 to -1‰), nos résultats soulignent l'importance d'un autre processus sédimentaire : une dissolution non-réductrice du sédiment dans l'eau de mer, caractérisée par un fractionnement isotopique moyen de Δdiss-part≈+0.2‰, générant des signatures isotopiques lourdes dans la phase dissoute. Par ailleurs, nos mesures de δ56Fe dans les aérosols suggèrent que leur signature isotopique est plus variable qu'auparavant admis, et serait comprise entre la valeur crustale et 0.5‰. Enfin l'étude couplée des CI dans la phase dissoute et particulaire met en évidence la forte interaction qui existe entre ces deux phases, à la fois en milieux abrités d'apports lithogéniques où s'expriment les processus du cycle interne du fer, mais aussi après injection de particules lithogénique qui impriment une signature spécifique dans les masses d'eau. Ainsi les isotopes du fer dans la colonne d'eau constituent un outil très prometteur pour l'étude du cycle du fer dans l'océan.

Décrypter les mécanismes et cinétiques de croissance et dissolution des minéraux dans les liquides silicatés est indispensable à la compréhension des processus magmatiques fondamentaux. La migration transcristalline des inclusions magmatiques sous l'effet d'un gradient thermique permet de quantifier une loi cinétique de croissance et dissolution du minéral hôte dans des conditions proches de celles qui prévalent le plus souvent dans la nature. L'objectif principal de ce travail de thèse était : i) d'étudier l'effet de la composition du liquide piégé sur le processus de migration dans l'olivine et ii) d'exploiter systématiquement le processus de migration afin de quantifier les lois cinétiques pour d'autres couples minéral-liquide. Lorsqu'elles sont soumises à un gradient thermique, les inclusions siliceuses (SiO2 ≥ 60pds%) piégées dans les olivines mantelliques et les inclusions basaltiques piégées dans les clinopyroxènes volcaniques migrent à travers leur hôte en direction du point chaud de la zone de travail. La migration s'effectue à une vitesse constante et, dans les olivines, sans modification de la composition du liquide piégé ; les inclusions des clinopyroxènes subissent en revanche une rééquilibration chimique transitoire en début de migration. Les cavités, subsphériques avant la migration, évoluent vers la forme en cristal-négatif du minéral hôte en cours d'expérience. L'achèvement de l'évolution morphologique nécessite un temps caractéristique gouverné par la diffusion chimique dans le liquide. La bulle de gaz exsolvé dans les inclusions n'est pas entraînée dans la migration. Elle se sépare du liquide magmatique et donne naissance à une inclusion fluide isolée au sein du cristal hôte. Les résultats expérimentaux indiquent que la migration procède par dissolution du minéral hôte à l'avant et recristallisation à l'arrière de l'inclusion. La vitesse de migration est limitée par les mécanismes à l'interface cristal-liquide, non par la diffusion chimique. Les taux de croissance et dissolution de l'olivine et du clinopyroxène que nous obtenons sont respectivement trente et quinze fois inférieurs à ceux déterminés dans une étude antérieure à partir d'expériences de migration d'inclusions basaltiques dans des olivines volcaniques. Ils obéissent cependant à la même forme de loi cinétique, qui peut être aisément transposée à des environnements de cristallisation ou de fusion naturels, similaires ou de plus faible déséquilibre. Le taux de croissance et dissolution de l'olivine lors des migrations n'a pas de lien simple avec la composition du liquide piégé ; il est peut-être aussi en grande partie contrôlé par la densité de dislocations du cristal hôte. Le phénomène de migration n'a pas été observé dans le quartz et le plagioclase pour les durées d'expériences réalisées. Il est néanmoins probable que l'absence de migration lors des expériences ne soit qu'apparente. Notamment, la prédominance de liaisons de forte énergie dans la structure du quartz et du plagioclase est susceptible de rendre les processus interfaciaux, et donc aussi la dissolution, particulièrement lente. Au cours de ce travail de thèse, l'opportunité s'est présentée d'étudier les inclusions magmatiques piégées dans les cristaux d'olivine de la pallasite Brahin. En particulier, deux familles d'inclusions ont été identifiées. La première consiste en des plans d'inclusions secondaires contenant de nombreuses chromites et des assemblages à métal-sulfure et olivine phosphorée ; la seconde correspond à des inclusions isolées renfermant pour la plupart de la stanfieldite, une bulle de gaz et de l'olivine phosphorée. Les inclusions secondaires se seraient formées suite à un choc ayant eu lieu alors que l'assemblage minéralogique actuel de Brahin était déjà formé, ou en cours de formation. En revanche, les inclusions de stanfieldite témoigneraient d'un choc prépallasitique.

La formation stellaire a toujours été un des principal domaine de l'astronomie depuis sa naissance. Des processus physiques complexes à différentes échelles (depuis des échelles subparsec jusqu'à des centaines de parsecs) impactent la formation stellaire et font de son étude un sujet compliqué mais intéressant. Le concept basique du gaz interstellaire et de la poussière qui s'effondre une fois que la gravité dépasse la pression pour former des étoiles a été développé par Sir James Jeans en 1928 et par la suite confirmé observationnellement par de nombreux observateurs (e.g. Ambartsumian 1954). Durant les derniers siècles, le progrès de la compréhension de la physique fondamentale gouvernant la formation stellaire a été fait grâce à des observations et des simulations, en particulier avec l'avènement d'observations dans l'infrarouge et le millimétrique d'une part, et des gros supercalculateurs d'autre part. Un schéma unificateur de formation stellaire à vu le jour, statuant que les nuages moléculaires se forment depuis de larges structures de gaz atomique \hi qui se condensent, se fragmentent et forment du gaz moléculaire et de forte densité de poussière. Ils évoluent et forment des structures encore plus dense grâce à d'une part un effondrement gravitationnel et peut être aussi par le biais de flots convergents. En continuant de s'effondrer, ces structures vont former les corps denses qui fourniront la matière et les conditions initiales pour former une seule étoile ou un système multiple d'étoiles. Malheureusement, le détail de nombreux de ces processus n'est pas complètement compris. Aux échelles protostellaires, les questions restantes incluent le processus de la formation protoplanetaire, les mécanismes de mise en place des flots sortants, l'évolution chimique, pour n'en nommer que quelques unes. A des échelles beaucoup plus grandes, i.e. l'échelle des nuages moléculaires, nous ne comprenons pas encore comment les amas étoiles se forment, l'impact des nuages moléculaires sur la formation d'étoiles, la connection entre poussière, gaz et formation d'étoiles, par exemple. Au cours de cette thèse, j'ai pris pour objectif plusieurs problèmes : quel est le lien entre gaz, masse de poussière et taux de formation stellaire (stellar formation rate, ou SFR en anglais). Comment ce lien change entre des environnements galactiques et extragalactiques ? Est-ce que les nuages moléculaires et les étoiles se forment au travers du mécanisme dynamique de flots convergents ? Pour investiguer ces questions, j'ai étudié le contenu du gaz moléculaire et l'activité de formation stellaire de deux nuages moléculaires à différentes échelles spatiales : W43 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 100 pc et G035.39-00.33 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 10 pc , en utilisant différents traceurs de gaz et de poussière. Parmi eux, j'ai utilisé le \hi pour tracer le gaz atomique, CO pour tracer le gaz moléculaire, l'infrarouge lointain et le proche infrarouge pour tracer les activités de formation stellaires, et l'émission de lignes SiO pour tracer les chocs. Pour caractériser le complexe moléculaire de W43 nous avons utilisé un grand ensemble de données du continuum et des lignes moléculaires de traçage extrait de large survey galactique tels que ATLASGAL, GLIMPSE, VGPS et GRS (voir le chapitre 2 ou Nguyen Luong et al. 2011b). Le complexe W43 est remarquablement massif ($M_{total}$ $\sim$ 7.1 $\times 10^6 M_{\odot}$ sur une échelle spatiale de $\sim $140 pc) et a une très large distribution de vitesse de $\sim 22~km.s^{-1}$. Il est à une distance de $\sim$ 6 kpc du soleil, au point de rencontre entre le bras du centaure et de la barre galactique. Nous avons aussi trouvé que W43 a la plus grande concentration de "\textit{clumps}" massifs ($M_{clumps}$ $\sim$ 8.4 $\times 10^5 M_{\odot}$, 12\%), et contient quelques uns des plus denses corps du plan galactique (W43-MM1, W43-MM2 avec $n_{H_2}\sim 8 \times 10^4$ et $4\times 10^8 ~cm^{-3}$~respectivement). L'activité particulière de W43 suggère qu'il s'y passe une petite flambée d'étoiles ($SFR\sim 0.01~M_{\odot}~yr^{-1} $il y a 1 million d'années et $0.1 M_{\odot}yr^{-1}$ dans un futur proche). W43 est entourée par une enveloppe de gaz atomique de large diamètre ($\sim$290 pc), qui peut être la rémanente du gaz $H_I$ ayant formé le nuage moléculaire en premier lieu. Ces caractéristiques sont en accord avec l'appartenance de W43 à la région parfois appelée "anneau moléculaire" qui est connue pour être particulièrement riche en terme de nuages moléculaires et d'activités de formation stellaire. Voir Nguyen Luong et al. (2011b) pour détails. De plus, nous avons effectué, à travers l'ensemble du complexe W43, un nouveau survey avec le 30m de l'IRAM, pour observer les lignes moléculaires $^{13}CO~2-1$ et $C^{18}O~2-1$, les lignes moléculaires traçant le gaz dense telles que $HCO^+$, $N_2H^+$ à travers les sous-régions denses de W43 et un survey à 3~mm de largeur de bande de 8~GHz de W43-Main (voir le chapitre 4). Les résultats initiaux révèlent que les \textit{ridges} W43-MM1 et W43-MM2 subissent un effondrement global supersonic ($2 ~km.s^{-1}$), sur une échelle de quelques parsec. Cela a été mis à jour grâce à la comparaison et la modélisation des lignes d'émission des traceurs de l'optiquement épais tels que $H^{13}CO^+2-1, 1-0$. De l'émission étendue SiO 2-1 est aussi détectée à travers W43-Main, ce qui ne coïncide avec aucune signature de formation stellaire. Avec son lancement réussi, le satellite Herschel nous offre une nouvelle fenêtre d'observation pour l'étude des parties froides des nuages moléculaires, i.e. l'endroit où les étoiles se forment. Nous avons effectué un recensement des populations prestellaires/protostellaires et dérivé le taux de formation stellaire (SFR) pour le nuage W43. Un premier regard indique que W43 formera des étoiles avec efficacité dans le futur (voir section 5.3). Dans le chapitre 3, nous avons utilisé les données Herschel, Spitzer et ATLASGAL pour montrer que le filament IRDC G035.39-00.33 est froid (13-16~K) et dense ($n_{H_2}$ jusqu'à $9 \times 10^{22} cm^{-2}$), le qualifiant alors de "ridge". Ce ridge contient un total de 28 corps denses (FWHM$\sim$0.15 pc), parmi lesquels 13 corps denses massifs (MDCs) avec des masses allant de 20 à 50 $M_{\odot}$ et des densités entre $2-20\times10^5 cm^{-3}$. Les étoiles de masses moyennes jusqu'aux étoiles massives se forment potentiellement dans ces 13 MDCs. Étant donné leur concentration dans le filament IRDC G053.39-00.33, ils participent peut être à une petite flambée de l'activité de formation stellaire avec une SFE (efficience de formation stellaire) $\sim 15\%$, SFR$\sim 300 M_{\odot}~Myr^{-1}$, et $\sum_{SFR}\sim 40 ~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$(Nguyen Luong et al., 2011a). Le lien entre gaz et formation stellaire est évident. Schmidt (1959) fût le premier à énoncer qu'ils sont connectés via une relation entre densité de gaz et SFR : $\sum_{SFR}=A\sum^N_{gaz}$. Comme mentionné dans la section 1.3, cette relation empirique varie énormément en fonction de la nature de l'environnement, de la densité de gaz et des traceurs de formation stellaire que l'on utilise. Le diagramme densité de gaz vs SFR peut être utilisé pour distinguer les galaxies où à lieu une flambée d'étoiles des galaxies où la formation stellaire est normale (e.g. Daddi et al. 2010). Nous allons plus loin en proposant qu'il eut être utilisé pour faire la distinction entre nuage moléculaire où à lieu une flambée d'étoiles et nuage moléculaire formant des étoiles de façon normal . Les relations densité de gaz - SFR pour W43 et IRDC G035.39-00.33 furent comparées avec celles dérivées pour des galaxies externes (Kennicutt, 1998) et celles dérivées des régions de hautes densités formant des étoiles (Heiderman et al. 2010), voir les sections 2.3 et 3.4.2. Il ressort que W43 et IRDC G035.39-00.33 reposent dans le quadrant "flambée d'étoiles" cela dû au fait qu'elles forment des étoiles, et spécialement des étoiles massives, avec beaucoup d'efficacité. Ces deux régions méritent d'être investies plus avant puisqu'elles pourraient représenter un modèle miniature des processus physiques jouant dans les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles. Trouver plus d'exemples de flambée d'étoiles dans la voie lactée est nécessaire pour avoir une vue plus complète. Dans le diagramme densité de gaz - SFR, le complexe moléculaire W43 dans son entier se place entre les zones des galaxies spirales normales et les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles, probablement due au fait que c'est une région formant des étoiles massives, et ainsi traçant la même population stellaire que les mesures extragalactiques. D'un autre coté, les SFRs de IRDC G035.39-00.33 et W43-Main sont plusieurs ordre de grandeur au dessus de celles des galaxies, avec les mêmes densités de gaz (voir Fig. 2.7). Cette divergence est probablement crée par les différentes régions prises en compte dans cette étude. Une comparaison directe entre les relations galactiques et extragalactiques devraient en conséquence être précautionneuse. Cette étude montre aussi que l'intégralité des régions formant des étoiles massives, W43 par exemple, peuvent potentiellement être utilisées pour déduire les SFRs des galaxies. De plus, les régions formant des étoiles massives jouent probablement un rôle substantiel sur la dynamique à grandes échelles des galaxies, ce qui fût proposé pour être l'origine des relations densité de gaz - SFR pour les galaxies (Kennicut, 1998). La théorie des flots convergents est une des théorie prédominante pour expliquer la formation des nuages moléculaires et des étoiles, en particulier celles de grandes masses (Heitsch \& Hartmann, 2008). W43-Main et IRDC G035.39-00.33 forment des étoiles de grandes masses de manière efficace (voir chapitre 2 et 3). Ces régions montrent aussi des émissions étendues de SiO qui s'étendent jusqu'à l'échelle du parsec, sans être corrélées avec des protoétoiles proches. Des chocs provenant de flots sortant sont donc très peu probable pour expliquer ces émissions. Néanmoins, les observations traçant les hautes densités à travers W43-Main montrent qu'elle est en effondrement à de plus grandes échelles que celles des chocs. Ce fait pourrait suggérer que les émissions de SiO viennent de chocs à faibles vitesses à l'interface de collision crées par l'effondrement global. On s'attend à ce que ces chocs soient crées à ces fronts de collision, provoquant une élévation des instabilités dynamique et thermique, menant à une rapide fragmentation du nuage moléculaire et à la formation de corps denses massifs (Heitsch et al., 2008). Les conditions physique dans les modèles de flots convergents (T$\sim$20-100~K, v$\sim$1-10 $km.s^{-1}$) sont suffisantes pour générer des chocs C, mais pas des chocs J. Avec des flots convergents, on s'attend à ce que ces chocs soient largement répandus sur quelques parsecs, vu que la collision à virtuellement lieu partout dans le complexe (des centaines de parsecs). Sur une échelle bien plus large, différents filaments $H_I$ de W43 semblent converger avec un gradient de vitesse vers ces régions de chocs. Toutes ces structures sont baignées dans une grande enveloppe de $H_I$ (diamètre de 290 pc) qui peut être une rémanente du gaz $H_I$ tombé sur W43 pour former le gaz moléculaire. La position particulière de W43, à la jonction entre le bras du centaure et de la barre galactique, implique qu'il devrait subir une forte résonance donnant au gaz un fort moment cinétique pour s'écouler et se heurter violemment. De plus, dans d'autres régions de formation stellaire massive, bien qu'un peu plus faible, des signatures similaires de flots convergents ont étés observées (DR21, Schneider et al. 2010 ; Csengeri et al. 2011). Une conclusion ferme stipulant que les étoiles massives devraient se former d'une façon très dynamique est encore prématurée, mais les études de W43 et d'autres régions, semblent favoriser ce scénario. \\ Localisé à cette position avec des masse et densité extrêmes, et une anormale dispersion de vitesse, il est intéressant d'éclaircir pour W43 le rôle des flots convergents sur la formation des nuages moléculaires et des étoiles. Nous avons construit un grand catalogue contenant à la fois des données de continuum et de lignes moléculaires à travers cette région. Une analyse initiale a visé à étudier sa structure détaillée et sa cinématique. L'étude de sa chimie vient de commencer. Concernant les grandes échelles, nous sommes capable de caractériser les flots grandes échelles de $H_I$ qui forment les nuages moléculaires de W43 en utilisant les cartes de lignes spectrales de $H_I$ provenant des données VGPS. Les diagnostics des flots convergents sont approfondis en utilisant les données CO pour tracer les nuages de basse densité (Motte et al. en prép., Carlhoff et al. en prép.). Ces deux études sont complémentaires en ce qui concerne la cinématique et la dynamique des flots grandes échelles, et peuvent être couplées avec l'étude des activités de formation stellaire en utilisant les données \textit{Herschel} et \textit{Spitzer} pour former une vue cohérente depuis le gaz atomique diffus jusqu'aux clumps les plus denses formant des étoiles. Une recherche plus poussée aux petites échelles et elle aussi nécessaire. Dans le scénario des flots convergents, il semble que les filaments/ridges jouent un rôle majeur en accrétant de la masse sur les corps denses par des processus dynamiques. En prenant avantage des interféromètres existants, tels que IRAM PdBI, SMA, CARMA, nous étudions la cinématique des filaments/ridges en relation avec les corps formant des étoiles, à des résolutions de quelques arcsecondes. Avec l'arrivée prochaine d'ALMA, une nouvelle porte s'ouvre pour permettre la compréhension de la physique et de la chimie des corps et des filaments à des résolutions allant en dessous de l'arcseconde.