Tesi sul tema "Région de Photodissociation"

Les disques protoplanétaires entourant les jeunes étoiles sont les embryons des systèmes planétaires. A différentes phases de leur évolution, ils peuvent subir d'importantes pertes de masse par photoévaporation : des photons énergétiques, issus de l'étoile centrale ou d'une étoile voisine, chauffe le disque qui perd en masse sous l'échappement des particules. Cependant, ce mécanisme et la physique sous-jacente n'ont que peu été contraints par les observations. Les objectifs de cette thèse sont d'étudier la photoévaporation dans le cas particulier où elle est due à des photons FUV, d'identifier les principaux paramètres physiques (densité, température) et processus (chauffage et refroidissement) impliqués, et d'estimer son impact sur l'évolution dynamique des disques. L'étude repose sur le couplage observations - modélisations des disques photoévaporés par les photons UV en provenance d'étoiles massives proches. Ces objets, appelés "proplyds", ont leur disque entouré d'une large enveloppe nourrie des flots de photoévaporation. A l'aide d'un modèle 1D d'une région de photodissociation, j'ai développé un modèle pour l'émission dans l'infrarouge lointain des proplyds. Ce modèle a été utilisé pour interpréter les observations, issues principalement de Herschel, pour quatre proplyds. Il apparait que les conditions physiques en surface de leur disque sont similaires: une densité de l'ordre de 10 6 par cm cube et une température d'environ 1000 K. Cette température est maintenue par un équilibre dynamique : si la surface se refroidit, la perte de masse diminue et l'enveloppe se réduit. L'atténuation UV produite par l'enveloppe diminue alors et le disque, recevant plus de photons UV, chauffe. La majorité du disque peut s'échapper sous forme de flots de photoévaporation avec des taux de perte de masse de quelques 10 -7 masse solaire par an ou plus, en accord avec les observations précédentes des traceurs du gaz ionisé. A la suite de ce travail, j'ai développé un modèle hydrodynamique 1D pour étudier l'évolution dynamique d'un disque en photoévaporation par un champ de rayonnement externe. [...]
Protoplanetary disks are found around young stars, and represent the embryonic stage of planetary systems. At different phases of their evolution, disks may undergo substantial mass-loss by photoevaporation: energetic photons from the central or a nearby star heat the disk, hence particles can escape the gravitational potential and the disk loses mass. However, this mechanism, and the underlying physics regulating photoevaporation, have not been well constrained by observations so far. The aims of this thesis are to study photoevaporation, in the specific case when it is driven by far-UV photons, to identify the main physical parameters (density, temperature) and processes (gas heating and cooling mechanisms) that are involved, and to estimate its impact on the disk dynamical evolution. The study relies on coupling observations and models of disks being photoevaporated by UV photons coming from neighbouring massive star(s). Those objects, also known as "proplyds", appear as disks surrounded by a large cometary shaped envelope fed by the photoevaporation flows. Using a 1D code of the photodissociation region, I developed a model for the far-IR emission of proplyds. This model was used to interpret observations, mainly obtained with the Herschel Space Observatory, of four proplyds. We found similar physical conditions at their disk surface: a density of the order of 10 6 cm and a temperature about 1000 K. We found that this temperature is maintained by a dynamical equilibrium: if the disk surface cools, its mass-loss rate declines and the surrounding envelope is reduced. Consequently, the attenuation of the UV radiation field by the envelope decreases and the disk surface, receiving more UV photons, heats up. Most of the disk is thus able to escape through photoevaporation flows leading to mass-loss rates of the order of 10 -7 solar mass per year or more, in good agreement with earlier spectroscopic observations of ionised gas tracers. Following this work, I developed a 1D hydrodynamical code to study the dynamical evolution of an externally illuminated protoplanetary disk. [...]

La rétroaction radiative par les étoiles massives, qui chauffe et agite le gaz du nuage environnant, est un mécanisme dominant limitant la formation stellaire et planétaire. En effet, les observations montrent que seule 1-5 % de la masse des nuages moléculaires est convertie en étoiles. Au cours de cette thèse, je me suis intéressée aux régions neutres, chaudes et irradiées entre les milieux ionisés et moléculaires froids. Plus particulièrement, j'ai étudié comment l'excitation à la formation de certaines molécules (OH, CH+ et CH3+) permettaient d'établir des diagnostics simples et robustes pour contraindre les paramètres physiques et chimiques de ces régions. Pour ce faire, j'ai couplé un travail de modélisation détaillée du gaz, en utilisant des données de dynamique quantique, avec l'analyse des observations du James Webb Space Telescope. La couverture spectrale, la grande sensibilité et la résolution angulaire du JWST lui donne un accès inédit à la chimie et la microphysique des sous-structures à petites échelles des régions de photodissociation (PDR) et des régions chaudes des disques protoplanétaires (région interne ou vent photoévaporé). Ma thèse s'inscrit alors dans l'analyse des données du programme PDRs4All observant la Barre d'Orion et des disques protoplanétaires se trouvant dans la ligne de visée (en particulier d203-506).En préparation des observations, je me suis d'abord concentrée sur les prédictions de ce que pourrait détecter le JWST. J'ai alors étudié l'émission prompte de OH produit rotationnellement excité par la photodissociation de l'eau. Pour cela, j'ai utilisé le code PDR de Meudon, qui calcule de façon auto-cohérente le transfert de rayonnement, la chimie et le bilan thermique dans les PDRs. En implémentant l'émission prompte dans ce code, nous montrons alors que seuls les milieux suffisamment denses et chauds permettent d'exciter OH à la formation. La seconde partie de ma thèse présente l'analyse des spectres obtenus avec le JWST. Les signatures des molécules très excitées à la formation présentes dans ces données et analysées avec des modèles d'excitation à zone unique, basés sur des données de dynamique quantique, ont permis de révéler une chimie particulièrement active dans les régions chaudes et irradiées. Dans la Barre d'Orion et d203-506, nous révélons la détection de OH, CH+ et CH3+ ainsi que leur excitation à la formation, nous permettant de contraindre la chimie en action. En effet, l'émission rotationnelle de OH, modélisée auparavant et détectée dans l'infrarouge moyen, permet de révéler la photodissociation de l'eau. L'émission de OH et CH+, dans l'infrarouge proche trace la formation et l'excitation de ces espèces par pompage chimique via des réactions avec H2 : X + H2 → XH* + H. Ces raies d'émission nous permettent donc de révéler un cycle de formation et de destruction de l'eau très actif dans d203-506 (O <=> OH <=> H2O) ainsi que le début de la chaîne de la chimie du carbone (C+ → CH+ → CH2+ → CH3+) dans la PDR et le disque. Les modèles d'excitation nous ont permis d'identifier les processus d'excitation observés et de traduire l'intensité des raies mesurée en taux de formation et de destruction de ces espèces. Ils permettent également de contraindre les conditions physiques du milieu et peuvent être utilisées pour déterminer localement, à partir de l'intensité des raies observées, l'intensité du champ UV (pour la photodissociation de l'eau) ou la densité du gaz (pour l'émission prompte), ingrédients essentiels déterminant les conditions initiales de la formation stellaire et planétaire. Ces nouveaux diagnostics sont alors des clés d'analyse pour de nombreuses observations du JWST puisqu'il est attendu que ces processus soient détectés dans une multitude d'objets astrophysiques qui présentent des régions chaudes et irradiées (protoétoile, outflow, nébuleuse planétaire...)
Radiative feedback from massive stars, which heats and disperses the gas in the surrounding cloud, is a dominant mechanism limiting stellar and planetary formation. Indeed, observations show that only 1-5% of the mass of molecular clouds is converted into stars. In this thesis, I focused on the neutral, warm and irradiated regions between ionized and cold molecular media. In particular, I investigated how the excitation at the formation of certain molecules (OH, CH+ and CH3+) enabled simple and robust diagnostics to constrain the physical and chemical parameters of these regions. To do this, I coupled detailed gas modeling, using quantum dynamics data, with analysis of observations from the James Webb Space Telescope. The spectral coverage, high sensitivity and angular resolution of the JWST give unprecedented access to the chemistry and microphysics of the small-scale substructures of photodissociation regions (PDR) and the warm regions of protoplanetary disks (inner region or photoevaporated wind). My thesis is part of the analysis of data from the PDRs4All program observing the Orion Bar and protoplanetary disks in the line of sight (in particular d203-506).In preparation for the observations, I first concentrated on predicting what the JWST might detect. I studied the prompt emission of rotationally excited OH produced by the photodissociation of water. To this end, I used the Meudon PDR code, which self-consistently calculates the radiative transfer, the chemistry and the heat balance in PDRs. By implementing prompt emission in this code, we then show that only sufficiently dense and warm environments allow OH excitation at formation. The second part of my thesis presents the analysis of spectra obtained with the JWST. The signatures of highly excited molecules at formation observed in these data and analyzed with single-zone excitation models, based on quantum dynamics data, have revealed a particularly active chemistry in warm, irradiated regions. In the Orion Bar and d203-506, we reveal the detection of OH, CH+ and CH3+ as well as their excitation at formation, allowing us to constrain the chemistry in action. Indeed, OH rotational emission, previously modeled and detected in the mid-infrared, reveals the photodissociation of water. The near-infrared emission of OH and CH+ traces the formation and excitation of these species by chemical pumping via reactions with H2: X + H2 → XH* + H. These emission lines reveal a very active water formation and destruction cycle in d203-506 (O <=> OH <=> H2O), as well as the beginning of the carbon chemistry chain (C+ → CH+ → CH2+ → CH3+) in the PDR and disk. Excitation models have enabled us to identify the observed excitation processes and translate the measured line intensities into formation and destruction rates of these species. They also enable us to constrain the physical conditions of the medium, and can be used to determine locally, from the intensity of the observed lines, the intensity of the UV field (for the photodissociation of water) or the density of the gas (for prompt emission), which are essential ingredients determining the initial conditions of stellar and planetary formation. These new diagnostics will be key to the analysis of many JWST observations, since these processes are expected to be detected in a multitude of astrophysical objects with warm, irradiated regions (protostars, outflow, planetary nebulae, etc.)

L'astrochimie est une branche de l'astrophysique dédiée à l'étude des réactions chimiques dans l'Univers. Les basses densités et températures existant dans ces milieux rendent possibles des réactions qui ne se déroulent que dans l'espace. Les raies submillimétriques nous permettent de faire un diagnostic du milieu où elles se produisent et en déduire ses conditions physiques. Actuellement il y a deux missions en préparation qui vont être dédiées à la détection de ce type de raies: Herschel (lancé le 14 Mai 2009) et ALMA (complètement opérationnel en 2014). Mais pour en tirer des conclusions physiques on a besoin de modèles pour préparer et interpréter les observations. Le code PDR de Meudon est un code en constante évolution depuis une vingtaine d'années. Il décrit un nuage interstellaire à 1D à l'état stationnaire, en calculant le bilan thermique, le bilan des populations, le transfert radiatif et la chimie. L'objectif de cette thèse est de rendre le code PDR de Meudon capable d'interpréter les données de Herschel et ALMA. Pour cela nous sommes partis de la version 2006 du code, où le transfert de rayonnement dans les raies était calculé d'une façon approchée, et le modèle des grains était un peu grossier. Nous avons utilisé le code DUSTEM, dévéloppé par Désert et al. (1990), qui nous donne une certaine souplesse en nous permettant de choisir la distribution de taille et de composition des grains, et nous l'avons couplé avec le code PDR de Meudon. Ainsi, nous avons recalculé la distribution de température des grains et l'émissivité des poussières à toutes ! les longueurs d'onde. Puis, on a intégré ces émissivités dans le transfert continu dans les PDR, ce qui permet de calculer l'intensité infrarouge en tout point. Enfin on a amélioré le transfert dans les raies grâce au calcul exact du terme de pompage infrarouge. Toutes ces modifications nous permettent de calculer de façon plus performante l'excitation de toutes les espèces incluses dans le code PDR de Meudon, ce qui se répercute directement sur la modélisation des intensités des raies submillimétriques. Nous avons appliqué ces modifications en étudiant deux objets astrophysiques réels: Le nuage S140 et la galaxie starburst M~82. Dans le cas de S140, nos modifications nous ont aidé à déterminer les intensités spécifiques des transitions les plus importantes de la molécule H_{2}O. On a aussi été capable de prédire que le rayonnement continu des poussières est absorbé en partie par la molécule d'eau. La conséquence est que l'on doit tenir compte de cet effet pour déterminer l'intensité spécifique d'une transition donnée, car sinon on négligerait une partie importante du signal. Cet effet n'est important que pour les raies avec de grandes profondeurs optiques, or ce sont les raies les plus facilement détectables avec les instruments futurs tels que Herschel. Les modèles de M~82 nous ont permis de voir que si l'on veut bien ajuster les densités de colonne observées de HCO^{+} et HOC^{+} on a besoin d'une combinaison de petits et grands nuages. Les observations fournies par ALMA seront caractérisées par une haute résolution permettant de valider cette hypothèse. Dans les deux cas nos modifications nous aident à décrire ces objets avec précision en tirant des conclusions physiques importantes. Nous proposons donc un outil libre d'accès permettant d'interpréter les futures observations faites avec Herschel et ALMA
Astrochemistry is one branch of astrophysics who studies chemical reactions in the Universe. Low densities and temperatures in this medium make possible reactions that only occur in space. Submillimetric lines help us to learn about physical and chemical conditions of the places where they are generated. Nowadays two missions which will look for this kind of transitions are being preparated: Herschel (launched on May, 14th 2009) and ALMA (completely operational in 2014). So we need models to preparate and interpretate observations. Meudon PDR code is a code which exists since twenty years ago. It describes an interstellar cloud at 1D at the stationnary state, calculating thermal balance, population balance, radiative transfer and chemistry. The goal of this thesis is to make the Meudon PDR code able to describe Herschel and ALMA data. To do so we have started from the ancien version of the code (the 2006 one), where radiative transfer in the lines was calculated in an approximate way, and the grain model was quite ugly. We have used DUSTEM code , which permits us to choose the grain size distribution and the grain composition, and we have coupled it to the Meudon PDR code. We have recalculated the grain temperature distribution and the emissivity of dust at every wavelength. Afterwards we have integrated these emissivities in the continuum transfer in PDR, so we can calculate infrared intensity at every point. Finally we have improved line transfer with the help of exact computation of the infrared pum! ping term. All these modifications allow us to determinate in a performant way the excitation of all the species included in Meudon PDR code. We have studied two astrophysical objects: S140 and M~82. In the case of S140 our modifications have permitted us to determinate the specific intensities of the more important transitions of water molecule. We have also been able to predict that the continuum radiation of dust is absorbed in part by the water molecule, so this effect has to be taken into account if we want to correctly model the specific intensity of a transition, because otherwise we could be missing a very important par of the signal. This effect is not important for lines with strong optical dephts, but those lines are the most easily detectables by the futur instruments as Herschel. The models of M~82 that we have done had permitted us to see that if we want fit properly the column densities of HCO^{+} and HOC^{+} we need a combination of small and large clouds. Observations fournished by ALMA will be caracterised by a high angular resolution, which will permit us to validate this hypothese. In both cases our modifications help us to describe these objects with precision, and they let us to deduce some important physical properties of the observed objects. We propose a freeware instrument to prepare and interpretate future observations made with Herschel and ALMA

Les molécules Polycycliques Aromatiques Hydrogénées (PAH) jouent un rôle majeur dans la physique et la chimie des régions de photo-dissociation (PDR) de notre galaxie. En retour, ces environnements pilotent l'évolution des PAH, principalement via le champ de rayonnement ultraviolet (UV) et il a été proposé que cette évolution soit liée à celle des très petites particules de poussière. Dans ce travail, nous proposons un approfondissement de la compréhension de ces scénarios d'évolution en combinant des études physico-chimiques et astrophysiques de ces espèces dans les PDR. Dans ce travail, je présente ma contribution au développement d'outils de modélisation des PDR afin de les appliquer à l'analyse des données du satellite spatial infrarouge Spitzer et de l'observatoire spatial Herschel. Des contraintes sont ainsi apportées sur la morphologie et l'énergétique de la nébuleuse par réflexion NGC 7023. La nécessité d'intégrer l'évolution des PAH dans les modèles de PDR est soulignée. Par ailleurs, j'ai développé un modèle d'évolution de la charge et du taux d'hydrogénation des PAH dans les PDR. Appliqué à trois PAH de tailles différentes, ce modèle montre que la déshydrogénation des espèces contenant jusqu'à 54 atomes de carbone est rapide et conduit à la formation d'agrégats carbonés. La nécessité de nouvelles études pour mieux caractériser la réactivité des PAH neutres vis-à-vis de l'hydrogène, la recombinaison électronique des espèces ionisées, ainsi que la dissociation des espèces surhydrogénées est mise en évidence. La dernière partie présente une étude quantitative des très petits grains carbonés en évaporation (eVSG) observés dans les PDR. Un outil d'analyse de l'émission des PAH et des eVSG dans le domaine de l'infrarouge moyen est présenté et utilisé pour caractériser l'évaporation des eVSG dans plusieurs PDR. En considérant les agrégats de PAH comme modèle de ces eVSG, j'ai calculé leurs propriétés d'évaporation théoriquement à partir de méthodes issues de la physique statistique. Leur utilisation dans un modèle d'évolution astrophysique a permis de montrer que ces édifices ont des propriétés compatibles avec les contraintes observationnelles. Des pistes sont proposées pour simplifier la modélisation de ces espèces en vue de leur intégration dans un modèle de PDR. La mission Herschel, ainsi que l'arrivée des futures missions spatiales JWST et SPICA, et de l'interféromètre ALMA, laissent entrevoir l'arrivée de nombreuses données observationnelles, dont l'analyse nécessitera d'approfondir notre compréhension de la microphysique des PAH
Polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) play a major role in the physics and chemistry of photodissociation regions (PDRs) in our galaxy. In these environments, the physical conditions and in particular the UV radiation field drive the evolution of PAHs. It was proposed that very small dust grains are also related to this evolution. We propose here an investigation of these evolution scenarios by combining chemical and physical studies with astrophysical studies of these species in PDRs. In this work, I present my contribution to the development of PDR modeling tools, and their application to the analysis of data obtained with the Spitzer infrared space telescope and the Herschel space observatory. New constraints are provided concerning the morphology and energetics of the reflection nebula NGC 7023. The need for a good description of PAH evolution in PDR models is emphasized. In addition, I developed a model dedicated to the study of the charge and hydrogenation states of PAHs in PDRs. It was applied to three PAHs of different sizes and showed that species containing up to 54 carbon atoms quickly loose their hydrogen atoms to form pure carbon clusters. I conclude that theoretical and experimental studies are needed to quantify the reactivity of neutral PAHs with hydrogen, the recombination of PAH cations with electrons and the dissociation of superhydrogenated species. The last part of this work is dedicated to the study of evaporating very small carbonaceous grains (eVSGs) observed in PDRs. A fitting tool for the analysis of PAH and eVSG emissions in the mid-infrared spectral domain is presented and used to connect the evaporation of eVSGs and the local UV radiation field in several PDRs. Considering PAH clusters as models for eVSGs, I computed their evaporation properties using theoretical methods based on statistical physics. I used these properties to model their evolution in astrophysical environments and showed that the properties of PAH clusters are consistent with the observational constraints. Guidelines are proposed for a simpler modeling of these species in the perspective of their inclusion in PDR models. Thanks to the Herschel observatory and to the future facilities like the JWST and SPICA space missions or the ALMA interferometer, data with unprecedented sensitivity and spatial resolution will provide new observational constraints. Their analysis will require to further understand the physical and chemical evolution of PAH species

Les molécules Polycycliques Aromatiques Hydrogénées (PAH) jouent un rôle majeur dans la physique et la chimie des régions de photo-dissociation (PDR) de notre galaxie. En retour, ces environnements pilotent l'évolution des PAH, principalement via le champ de rayonnement ultraviolet (UV) et il a été proposé que cette évolution soit liée à celle des très petites particules de poussière. Dans ce travail, nous proposons un approfondissement de la compréhension de ces scénarios d'évolution en combinant des études physico-chimiques et astrophysiques de ces espèces dans les PDR. Dans ce travail, je présente ma contribution au développement d'outils de modélisation des PDR afin de les appliquer à l'analyse des données du satellite spatial infrarouge Spitzer et de l'observatoire spatial Herschel. Des contraintes sont ainsi apportées sur la morphologie et l'énergétique de la nébuleuse par réflexion NGC 7023. La nécessité d'intégrer l'évolution des PAH dans les modèles de PDR est soulignée. Par ailleurs, j'ai développé un modèle d'évolution de la charge et du taux d'hydrogé-nation des PAH dans les PDR. Appliqué à trois PAH de tailles différentes, ce modèle montre que la déshydrogénation des espèces contenant jusqu'à 54 atomes de carbone est rapide et conduit à la formation d'agrégats carbonés. La nécessité de nouvelles études pour mieux caractériser la réactivité des PAH neutres vis-à-vis de l'hydrogène, la recombinaison électronique des espèces ionisées, ainsi que la dissociation des espèces surhydrogénées est mise en évidence. La dernière partie présente une étude quantitative des très petits grains carbonés en évaporation (eVSG) observés dans les PDR. Un outil d'analyse de l'émission des PAH et des eVSG dans le domaine de l'infrarouge moyen est présenté et utilisé pour caractériser l'évaporation des eVSG dans plusieurs PDR. En considérant les agrégats de PAH comme modèle de ces eVSG, j'ai calculé leurs propriétés d'évaporation théoriquement à partir de méthodes issues de la physique statistique. Leur utilisation dans un modèle d'évolution astrophysique a permis de montrer que ces édifices ont des propriétés compatibles avec les contraintes observationnelles. Des pistes sont proposées pour simplifier la modélisation de ces espèces en vue de leur intégration dans un modèle de PDR. La mission Herschel, ainsi que l'arrivée des futures missions spatiales JWST et SPICA, et de l'interféromètre ALMA, laissent entrevoir l'arrivée de nombreuses données observationnelles, dont l'analyse nécessitera d'approfondir notre compréhension de la microphysique des PAH.

Ma thèse porte sur l'étude de l'évolution des poussières interstellaires dans les régions dominées par le rayonnement. J'ai utilisé les données IRS (Infrared Spectrograph) du télescope spatiale Spitzer, qui font partie du programme SPECPDR pour l'étude des très petites particules et de la chimie dans les régions de photodissociation (PDRs de l'anglais PhotoDissociation Regions). J'ai participé à la réduction et l'étalonnage photométrique de ces données et développé un modèle pour leur interprétation. J'ai notamment mis à jour le modèle d'émission des poussières de Désert et al. (1990) et développé un modèle de transfert de rayonnement. J'ai détecté la présence d'émetteurs des bandes aromatiques infrarouges (AIBs de l'anglais Aromatic Infrared Bands) dans le gaz ionisé à l'avant de la Tête de Cheval. Leur survie pourrait être due au champ de rayonnement relativement peu dur et peu intense. La forme du spectre des AIBs peut être expliquée par la présence notable d'émetteurs neutres. J'ai modélisé les PDRs de la Tête de Cheval et de NGC2023 nord respectivement en géométrie plan-parallèle et sphérique. J'ai ainsi pu mettre en évidence que le rapport d'abondance PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons, émetteurs des AIBs)/VSG(very small grains, émetteurs du continuum) est environ 2 fois moins élevé dans la Tête de Cheval que dans les Cirrus. Ce rapport PAH/VSG est égale à celui des Cirrus dans les parties externes et diffuses de NGC2023 et devient 5 fois plus faible dans les parties internes et denses de la PDR. J'ai également conclu que les très petites particules semblent évoluer surtout dans les PDRs et peu dans le milieu diffus. J'ai proposé plusieurs processus physiques pouvant expliquer les variations observées dans ces PDRs.

Les poussières interstellaires sont des particules solides dont les tailles sont comprises entre le nanomètre et le micron. Bien que représentant une faible proportion en masse du milieu interstellaire, elles jouent un rôle essentiel dans son évolution et de façon générale dans l'évolution des galaxies. Les poussières interstellaires sont observables dans les domaines UV et visible en extinction et de l'infrarouge au submillimétrique en émission. La conduite d'observations astrophysiques conjuguée au développement de modèles numériques de poussières et à l'étude d'analogues de grains en laboratoire permet d'affiner notre connaissance de ces particules solides. En particulier, il existe aujourd'hui de nombreuses preuves d'une évolution des grains dans le milieu interstellaire. Cependant, les processus physiques responsables de cette évolution sont aujourd'hui encore mal connus. Afin de comprendre comment évoluent les grains avec les propriétés physiques, il est nécessaire d'observer les poussières dans différents environnements. Les régions de photodissociation (PDR) sont des zones du milieu interstellaire présentant l'avantage de voir leur champ de rayonnement et leur densité locale varier sur de faibles échelles spatiales (~10- 20 arcsec). De plus, la grande variété de traceurs du gaz permet de contraindre efficacement les conditions physiques dans les PDR. Toutefois, l'émission des grains à l'équilibre thermique dans les PDR, qui domine l'émission dans l'infrarouge lointain, n'était que rarement résolue spatialement. Les instruments PACS et SPIRE, à bord de l'observatoire spatial Herschel, permettent aujourd'hui de disposer d'observations spectro-photométriques entre 70 et 500 µm, dont la résolution spatiale (comprise entre 5 et 35 arcsec) en fait des données idéales pour l'étude de l'évolution des poussières dans les PDR. Nous présentons l'analyse des observations Herschel de trois PDR, la Barre d'Orion, la Tête de Cheval et la NGC 7023 Est, caractérisées par des conditions physiques différentes. En combinant ces données aux observations Spitzer, nous pouvons étudier simultanément l'émission des poussières entre 3.6 et 500 µm à différentes positions de la PDR. Pour cela, des profils d'intensité reliant l'étoile à la PDR sont extraits à chaque longueur d'onde puis comparés spatialement. Un décalage de la position du pic d'émission dû au transfert radiatif est observé : plus la longueur d'onde est grande, plus le pic est éloigné de l'étoile excitatrice. Par contre, la comparaison entre les profils d'intensité observés et ceux calculés à partir d'un code de transfert de rayonnement couplé à un modèle de poussières correspondant aux propriétés du milieu interstellaire diffus révèle des différences liées à une évolution des grains pour chaque PDR étudiée. A la vue des écarts, nous concluons que l'abondance des PAH, plus petite composante de grains interstellaires, est plus faible dans les PDR que dans le milieu diffus suggérant la présence d'un phénomène de photo-destruction et/ou d'agrégation des PAH sur les gros grains dans les PDR. Ceci pourrait être accompagné d'une augmentation d'émissivité des gros grains liée à un mécanisme de coagulation. Les observations Herschel des PDR nous offrent également l'opportunité de nous intéresser aux variations du spectre des grains à l'équilibre thermique avec le rayonnement au travers des PDR. Un ajustement d'une loi de corps noir modifié permet d'extraire une épaisseur optique, une température et un indice spectral des grains. L'étude de ces deux derniers paramètres révèle une anticorrélation confirmant ainsi des travaux précédents. Cependant, la comparaison de la dépendance de la température et de l'indice spectral dans différentes régions montre différents comportements et exclut une dépendance universelle entre ces deux paramètres. Ce résultat ouvre de nouvelles perspectives quant à l'étude de l'évolution des poussières dans le milieu interstellaire.

Les molécules Polycycliques Aromatiques Hydrogénées (PAH) sont un constituant majeur de la matière interstellaire, contenant environ 20% de la totalité du carbone dans notre galaxie. Les PAH jouent un rôle majeur dans la physique et la chimie des régions de photo-dissociation (PDR). Dans ces environnements, l'évolution des PAH est pilotée par le champ de rayonnement ultraviolet (UV) et il a été proposé qu'elle soit liée à celle des très petites particules de poussière et aux petits hydrocarbures. Dans ce travail, nous proposons un nouvel éclairage sur ces scénarios d'évolution en combinant les analyses des données infrarouges (IR) des télescopes spatiaux ISO, Spitzer et AKARI, à de nouvelles observations dans les domaines de l'IR lointain et du sub-millimétrique obtenues par le satellite Herschel ainsi que dans le domaine millimétrique grâce aux télescopes au sol de l'IRAM. Nous avons développé une nouvelle méthode d'analyse des observations de spectro-imagerie de l'IR moyen qui permet d'étudier l'évolution des très petits grains en cours d'évaporation (eVSG) dans les PDR. Cette procédure fournit une estimation de la fraction de carbone contenu dans les eVSG par rapport au total du carbone contenu dans les espèces responsables de l'émission des Bandes Infrarouges Aromatiques (AIB). Cette quantité s'avère être reliée au champ de rayonnement UV et peut ainsi être utilisée comme sonde de l'intensité de ce rayonnement dans des sources résolues ou non spatialement. Les résultats obtenus sont également cohérents avec un scénario dans lequel la destruction des eVSG par le champ UV donne naissance à des PAH libres. Les résultats de l'analyse dans l'IR moyen sont comparés aux observations des domaines du proche IR et du millimétrique, montrant que les processus de destruction des eVSG pourraient être une source de petits hydrocarbures. Une modélisation précise de la chimie des hydrocarbures dans les PDR s'avère nécessaire pour quantifier ce scénario. Nous avons utilisé le télescope de 30m de l'IRAM pour chercher la signature rotationnelle spécifique d'un PAH individuel, le corannulène, dans le spectre millimétrique de la nébuleuse du Rectangle Rouge. En comparant à des modèles la limite supérieure d'abondance déduite de la non détection de ce PAH, nous avons pu contraindre l'abondance maximale des PAH de petite taille dans cette source. Ceci indique que ces espèces sont sous-abondantes dans les enveloppes des étoiles carbonées évoluées, et contraint les mécanismes de formation des PAH dans ces environnements. Les résultats de l'analyse dans l'infrarouge moyen sont combinés aux observations de plusieurs constituants du gaz dans l'IR lointain et le submillimétrique grâce au satellite Herschel et dans le millimétrique avec les instruments de l'IRAM afin d'étudier la géométrie, le bilan énergétique et la dynamique des PDR associées à la nébuleuse par réflexion NGC~7023. Ce sujet devrait continuer à progresser dans les années à venir grâce à de nouvelles données Herschel, mais aussi l'arrivée de futures missions spatiales JWST et SPICA et de l'interféromètre ALMA
Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs) are a major constituent of interstellar matter, containing about 20% of the total carbon in our Galaxy. PAHs are known to play a major role in the chemistry and the physics of photo-dissociation regions (PDRs). In these environments, the evolution of PAHs is driven by the UV field and it has been proposed to be linked to that of very small dust particles and small molecular hydrocarbons. In this work, we provide further insights into these evolutionary scenarios by combining the analysis of infrared (IR) data from ISO, Spitzer and AKARI space telescopes with new observations in the far-IR and sub-mm domains obtained with Herschel as well as in the millimeter domain using the IRAM ground-based telescopes. We have developed a new analysis method for the mid-IR spectro-imagery observations that allows to study the photo-processing of evaporating Very Small Grains (eVSGs) in PDRs. This procedure provides an estimate of the fraction of carbon locked in eVSGs compared to all atoms in the AIB carriers. This quantity is found to be related to the UV radiation field and can therefore be used as a tracer of its intensity in both resolved and unresolved sources. The obtained results are also consistent with a scenario in which eVSGs are destroyed by the UV field, giving birth to free PAHs. The results of the mid-IR analysis are compared with near-IR and millimeter observations, showing that the destruction process of eVSGs may be a source of production of small hydrocarbons. An accurate modelling of hydrocarbon chemistry in PDRs is needed to quantitatively test this scenario. We used the IRAM 30m telescope to search for the specific rotational signatures of an individual PAH, corannulene, in the millimeter spectrum of the Red Rectangle nebula. The comparison of the derived upper limit for detection with models allows to constrain the maximum abundance of small PAHs in this source. This provides evidence that these small species are under-abundant in the envelopes of evolved carbon stars and constrains the formation mechanisms of PAHs in these environments. The results of the mid-IR analysis are combined with observations of several gas species in the far-IR and sub-millimeter with Herschel and in the millimeter with IRAM to study the geometry, energetics, and dynamics of the PDRs in the reflection nebula NGC~7023. Further progresses on this topics await for more Herschel data but also for the forthcoming JWST and SPICA space missions and the ALMA interferometer

Les hydrocarbures forment l'ossature de la chimie interstellaire en phase gazeuse. Pour autant, la distribution et l'abondance de ces espèces ne sont connues que dans une poignée d'objets. Après avoir introduit quelques notions d'astrochimie, nous nous intéressons dans la deuxième partie de cette thèse à l'étude des hydrocarbures dans les nuages sombres. Nous montrons d'abord -- à l'issue d'un travail consacré au nuage TMC-1 -- que le rapport d'abondance des isomères cyclique et linéaire de la molécule C3H2 dépend de la fraction électronique dans le gaz et pourrait donc être utilisé comme sonde de cette quantité. Nous soulignons aussi que les molécules C6H et l-C3H2, rarement observées jusqu'ici, sont communes dans les nuages sombres. Nous montrons enfin que les hydrocarbures sont présents dans l'enveloppe du nuage L134N et que leurs abondances correspondent à celles d'une chimie riche en carbone. La troisième partie est consacrée à l'observation d'hydrocarbures dans trois régions de photodissociation, dont la nébuleuse de la Tête de cheval. Les cartes que nous avons réalisées montrent que les hydrocarbures sont présents en abondance dans les zones soumises au champ ultraviolet. En outre, leur émission est spatialement corrélée à celle des PAH. Nous remarquons que les modèles de chimie en phase gazeuse échouent à reproduire ces propriétés puis soulignons que la photoérosion des PAH -- non prise en compte actuellement -- semble pouvoir former des hydrocarbures à un taux suffisant pour réconcilier modèles et observations.

Les conditions de formation des étoiles est un sujet central en astrophysique. Le taux de formation stellaire (SFR) est relié à la masse de gaz moléculaire par la relation de Schmidt-Kennicutt. Une étoile modifie son nuage parent grâce aux vents, jets et à son rayonnement, balayant son environnement, détruisant des sites de formation d’étoiles, mais pouvant aussi en compresser et déstabiliser, déclenchant la formation de nouvelles étoiles. Ma thèse s’est concentrée sur la rétroaction radiative, largement dominée par celle des étoiles massives. Cela crée une région ionisée en expansion au plus près de l’étoile, suivie d’une région où l’hydrogène moléculaire est dissocié (photodissociation region en anglais, ou PDR), trop chaude pour former des étoiles. De nombreux modèles physico-chimiques des PDRs cherchent un état stationnaire, négligeant la dynamique du gaz. Des observations Herschel en CO excité et ALMA (Atacama Large Millimeter Array) en CH+ et SH+ ont changé la vision stationnaire de la structure des PDRs en soulignant le rôle de la dynamique du gaz. Le bord des nuages se trouve être à haute pression, fortement corrélée à l’intensité du champ UV incident. Le mécanisme de photo-évaporation peut reproduire ces caractéristiques: avec l’évaporation à haute vitesse du gaz chaud ionisé, l’effet fusée fait se propager une onde de pression dans le nuage, expliquant les hautes pressions observées. Par l’érosion du nuage, la frontière avec le milieu ionisé, le front d’ionisation (IF), avance dans le milieu neutre. Les modèles PDRs tant numériques que théoriques doivent être mis à jour pour prendre en compte cette propagation de l’IF. Nous avons d’abord construit un modèle semi-analytique de la transition entre le gaz atomique et moléculaire (H/H2) tenant compte de l’avancement de l’IF. Nous avons montré que la largeur de la région atomique est réduite comparé à des modèles statiques. Elle peut même disparaître si la vitesse de l’IF dépasse une valeur seuil, menant à la fusion de l’IF et de la transition H/H2. Nous avons trouvé des formules pour estimer ce seuil ainsi que la colonne densité totale de H atomique. En comparant notre théorie avec des observations de PDRs, nous avons montré que les effets de la dynamique sont forts, en particulier pour les PDRs faiblement illuminées comme la nébuleuse de la Tête de Cheval. En préparation des observations JWST de H2, nous avons implémenté le calcul des populations des niveaux de H2 dans le code Hydra, un code hydro-dynamique dépendant du temps modélisant les PDRs en photo-évaporation. L’étude précédente nous a permis de conclure que les effets dynamiques amène du H2 dans une région plus chaude et plus illuminée. Le rapprochement de la transition H/H2 réduit l'intensité absorbée par les poussière, qui est alors convertie en pompage UV de H2 (amplification d'un facteur 6 trouvé pour la Barre d'Orion mais peu efficace dans la Tête de Cheval). En addition, nous avons étudié des observations ALMA de la Tête de Cheval à haute résolution spatiale montrant une grande proximité entre l’IF et la molécule CO, présente habituellement profondément dans le nuage. Nous trouvons une borne supérieure à la largeur de la région atomique à quelques centaines d’unités astronomiques. Nous trouvons que le code PDR statique et stationnaire de Meudon reproduit la largeur de la région atomique sous la contrainte, tout comme les modèles dynamiques. Ces observations ne permettent donc pas de contraindre les effets dynamiques.Nous avons effectué une étude d’observations à haute résolution spectrale de raies d’émission de H2 faites par le spectrographe IGRINS. Nous montrons que les rapports de raies contraignent peu les conditions physiques, mais que le peuplement des états de H2 est fortement influé par des relaxations induites par collision, contrairement à l'image classique d'une cascade majoritairement radiative après pompage UV
The conditions of formation of stars is a fundamental question of astrophysics. The star formation rate (SFR) is linked to the mass of molecular gas by the Schmidt-Kennicutt relation. However, a star applies some feedbacks on its parent cloud in the form of winds, jets and radiation. They sweep their environment, destroying other star formation sites, but can also compress and destabilize them, triggering the formation of new stars. My thesis focused on the radiative feedback, which is vastly dominated by the one of massive stars. It creates an expanding region where the gas is ionized close to the star, followed by a region where the chemistry is dominated by photons capable of dissociating molecular hydrogen (photodissociation region, or PDR) which includes a layer of atomic hydrogen, which is too hot to form stars. Its width informs us about the fraction of gaz unable to form stars. Numerous models describe the physics and chemistry of PDRs by looking for a stationary state, and neglecting the gas dynamics. However, new observations made by Hershel in excited CO, and by the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) in CH+ and SH+ have changed the stationary vision of PDR structure by highlighting the role of the gas dynamics. The edge of clouds is found to be a high-pressure environment, which is strongly correlated to the impinging UV field intensity. The photo-evaporation mechanism is capable of reproducing those features: with the high-speed evaporation of hot ionized gas, the rocket effect makes a pressure wave propagate inside the cloud, explaining the high pressures observed. By the erosion of the cloud, the border withe the ionized medium, the ionization front (IF) advances into the neutral medium. PDR models have to be updated to take into account the propagation of the IF.We built a semi-analytical model of the transition between atomic and molecular gas (H/H2) including the advancing IF. We obtained that the width of the atomic region is reduced compared to static models. It can also disappear if the IF velocity exceeds a threshold value, leading to the merging of the IF and the H/H2 transition. We found analytical formulas to estimate this threshold as well as the total column density of atomic H. By comparing our theory to PDRs observations, we showed that the dynamical effects are strong, especially in the case of weakly illuminated PDRs such as the Horsehead.To prepare for the JWST observations of H2, we have implemented the computation of H2 levels in the Hydra code, which is a hydro-dynamic, time dependent code that models the physics and chemistry of photo-evaporating PDRs. The precedent study allowed to conclude that dynamical effects bring some H2 in a hotter and more illuminated region. The reduction of the IF-H/H2 distance reduces the intensity absorbed by dust, which is then converted to UV-pumping of H2 (amplification by a factor 6 for the Orion Bar, but not efficient in the Horsehead).In addition, we studied ALMA observations of the Horsehead with high spatial resolution. They show a great proximity between the IF and the CO line emission, usually present deep in the cloud. We find an upper limit of a few hundred astronomical units for the width of the atomic region. We find that isobaric, static and stationary Meudon PDR models reproduce the width of the atomic region within the limit found, and so does the dynamical models. These observations therefore do not allow us ton constrain dynamical effects.We performed a study on high spectral resolution observations of rotation-vibration lines of H2 made by the IGRINS spectrograph. We show that the line ratios do not constrain well the physical conditions, but that the population of the states of H2 are much influenced by relaxation rates induced by collisions, unlike the classical picture of a cascade mainly dominated by radiation after the UV pumping

Les conditions menant à la formation des étoiles massives sont toujours étudiées mais un scénario de leur évolution a été avancé : lors de l’effondrement d’un coeur froid pré-stellaire sous l’effet de la gravité, le milieu se réchauffe et entre ainsi dans la phase de coeur chaud moléculaire (CCM). La proto-étoile centrale en formation accrète de la matière, augmentant sa masse et sa luminosité, et finalement devient suffisamment évoluée pour émettre des photons UV qui irradient l’entourage de l’étoile formant ainsi une région HII hypercompact (HC), puis une région HII ultracompact (UC). À ce stade, une région de photo-dissociation (PDR) se forme entre la région HII et le coeur moléculaire. La composition chimique du milieu nous permet de connaître les processus physiques ayant lieu pendant les différentes phases de la formation des étoiles. De plus, la chimie nous permet également de déterminer le stade de l’évolution d’un objet astrophysique par l’utilisation de codes chimiques incluant l’évolution temporelle de la température et du champ de rayonnement. Jusqu’à présent, peu d’études ont examiné les PDRs internes et cela a été uniquement en présence d’une cavité formée par un écoulement (appelé ici outflow) de matière depuis les pôles de la proto-étoile vers le milieu environnant. La connaissance de ces régions uniques autour des régions HII hypercompact et ultracompact restent donc à approfondir. Ma thèse de doctorat se concentre sur l’évolution spatio-temporelle de la chimie dans les régions HII hypercompact et ultracompact avec des PDRs internes aussi bien que dans les coeurs chauds moléculaires. Le but de cette étude est, premièrement, de comprendre l’impact et les effets sur la chimie du champ de rayonnement, en général très fort dans ces régions. Deuxièmement, le but est d’étudier l’émission de diverses espèces spécifiques aux régions HII HC/UC et de comparer cette émission à celle des CCMs, où le champ de rayonnement UV n’a pas d’influence car il est immédiatement atténué par le milieu. En fin de compte nous voulons déterminer l’âge d’une région donnée en utilisant la chimie associée au transfert radiatif. Pour étudier ces stades transitoires de la formation des étoiles massives, nous utilisons le code astrochimique Saptarsy optimisé et amélioré pendant cette thèse de doctorat. Saptarsy est un code gaz-grain calculant l’évolution spatio-temporelle d’abondances relatives. Il est basé sur l’approche des équations des taux de réactions et utilise le réseau chimique OSU (Université de l’État de l’Ohio) mis à jour. De plus, Saptarsy est couplé au code de transfert radiatif RADMC-3D via un programme, basé sur le langage Python, nommé Pandora. Ceci est fait afin d’obtenir des spectres synthétiques directement comparables avec des observations en utilisant l’évolution spatio-temporelle détaillée des abondances chimiques.En plus de la comparaison entre un modèle de région HII HC/UC avec un modèle de CCM, nous obtenons des modèles pour des tailles différentes de régions HII, pour plusieurs densités au front d’ionisation et pour deux profils de densité. Nous étudions les abondances qui dépendent de manière critique des conditions initiales et nous explorons aussi l’importance de l’émission venant de l’enveloppe pour diverses espèces chimiques. Nous constatons que parmi la douzaine d’espèces que nous avons étudiées seulement quatre d’entre elles sont spécifiques à la phase de région HII ou à la phase de coeur chaud. Ces espèces sont C+ et O pour la première phase et CH3OH et H218O pour la deuxième phase. Cependant, un plus grand nombre d’espèces pourrait être utilisées pour étudier et identifier ces phases
Conditions leading to the formation of high-mass stars are still under investigation but an evolutionary scenario has been proposed: As a cold pre-stellar core collapses under gravitational force, the medium warms up and enters the hot molecular core (HMC) phase. The forming central proto-star accretes materials, increasing its mass and luminosity and eventually it becomes sufficiently evolved to emit UV photons which irradiate the surrounding environment forming a hyper compact (HC) and then a ultracompact (UC) HII region. At this stage, a very dense and very thin internal photon-dominated region (PDR) forms between the HII region and the molecular core.Information on the chemistry allows to trace the physical processes occurring in these different phases of star formation. Therefore, chemistry also allows the determination of the evolutionary stage of astrophysical objects through the use of chemical models including the time evolution of the temperature and radiation field. So far, few studies have investigated internal PDRs and only in the presence of outflows cavities. Thus, these unique regions around HC/UCHII regions remain to be examined thoroughly.My PhD thesis focuses on the spatio-temporal chemical evolution in HC/UC HII regions with internal PDRs as well as in HMCs. The purpose of this study is first to understand the impact and effects of the radiation field, usually very strong in these regions, on the chemistry. Secondly, the goal is to study the emission of various tracers of HC/UCHII regions and compare it with HMCs models, where the UV radiation field does not impact the region as it is immediately attenuated by the medium. Ultimately we want to determine the age of a given region using chemistry in combination with radiative transfer. To investigate these transient phases of massive star formation, we use the astrochemical code Saptarsy optimized and improved during this PhD thesis. Saptarsy is a gas-grain code computing the spatio-temporal evolution of relative abundances. It is based on the rate equation approach and uses an updated Ohio State University (OSU) chemical network. Moreover, Saptarsy works along with the radiative transfer code RADMC-3D via a Python based program named Pandora. This is done in order to obtain synthetic spectra directly comparable to observations using the detailed spatio-temporal evolution of species abundances.In addition to comparing a HC/UCHII region to a HMC model, we obtain models for different sizes of HII regions, for various densities at the ionization front and for two different density profiles. We investigate the critical dependance of the abundances on the initial conditions and we also explore the importance of the emission coming from the envelope for various species. We find that among the dozen of molecules and atoms we have studied only four of them trace the UC/HCHII region phase or the HMC phase. They are C+ and O for the first and CH3OH and H218O for the second phase. However, more species could be studied to probe and identify these phases

Mon travail de thèse présente deux types de structures denses : des sources froides compactes détectées par Planck et des condensations denses dans une région de photodissociation (PDR), à savoir la Barre d’Orion. Les deux types de structures sont étroitement liées à la formation des étoiles. Les sources froides sont étudiées comme objets potentiellement gravitationnellement liés, c’est-à-dire comme objets préstellaires. La Barre d’Orion est intéressante en tant que PDR à fort champ UV (G0 ∼104) prototypique, avec plusieurs disques protoplanétaires connus, éclairés par les jeunes étoiles du Trapèze.D’abord, je présente un article publié dans A&A: The Physical state of selected cold clumps. Dans cet article, nous avons comparé les observations du continuum de la poussière par Herschel provenant de l’open time key program Galactic Cold Cores (Herschel) aux observations de raies moléculaires par le radiotélescope de 20-m de l’Onsala Space Observatory en Suède. Les objets ont été sélectionnés en fonction de leur luminosités et faibles températures de couleur des poussières (T∼10−15 K). Nous avons calculé les masses du viriel et de Bonnor-Ebert et les avons comparées aux masses déduites à partir des observations. Les résultats indiquent que la plupart des objets froids observés ne sont pas nécessairement préstellaires.Dans mon étude de la Barre d’Orion, j’utilise des observations de l’instrumentPACS d’Herschel du programme Unveiling the origin and excitation mechanisms of the warm CO, OH and CH+ . Je présente des cartes de 110” ×110” du cation méthylidyne (CH+ J=3-2), des doublets de OH à 84 μm, et des raies de CO á hauts J (J=19-18). C’est la première fois que ces traceurs des PDR ont présentés avec une telle résolution spatiale et un tel rapport signal-sur-bruit.La répartition spatiale de CH+ et OH montre la même structure de la Barre qui a été vue dans d’autres observations. La morphologie du CH+ et H2 confirme que la formation et l’excitation de CH+ est fortement dépendante du H2 excité vibrationnellement. Le maximum d’émission de OH84 μm correspond à un objet brillant jeune, identifié comme le disque protoplanetaire 244-440.Je présente également des transitions rotationnelles de CO de moyenne (∼20 K) et haute (∼1000 K) énergie. La morphologie de l’émission du CO rotationnellement excité est corrélée avec la présence des petites structures denses irradiées. Nous établissons le lien entre le coeur de ces structures, tracé en CS J=2-1 par Lee et al. (2013) et H 13 CN par Lis and Schilke (2003) et le bord de la PDR, tracé en CO J=19-18 et le H 2 vibrationnellement excitée. Nous montrons également que le CO est principalement excité par le chauffage UV
In this thesis I present a study of two kinds of dense ISM structures: compact cold sources detected by Planck and dense condensations in a photodissociation region (PDR), namely the Orion Bar detected by ground-based and Herschel telescopes. Both kinds of structures are closely related to star formation. The cold sources are investigated as potentially gravitationally bound, prestellar, objects. The Orion Bar is a highly FUV-illuminated (G0=104) prototypical PDR, with several known protoplanetary disks, illuminated by the young Trapezium stars.First I introduce a paper published in A&A: The Physical state of selected cold clumps. In this paper we compared the Herschel dust continuum observations from the open time key program Galactic Cold Cores to ground based molecular line observations from the 20-m radio telescope of the Onsala Space Observatory in Sweden. The clumps were selected based on their brightness and low dust color temperatures (T=10-15 K). We calculated the virial and Bonnor-Ebert masses and compared them to the masses calculated from the observations. The results indicate that most of the observed cold clumps are not necessarily prestellar.Then I move on to the warm and dense condensations of the ISM. In my study of the Orion Bar, I use observations from PACS instrument on board Herschel from the open time program Unveiling the origin and excitation mechanisms of the warm CO, OH and CH+. I present maps of 110”x110” of the methylidyne cation (CH+ J=3-2), OH doublets at 84 µm, and high-J CO (J=19-18). This is the first time that these PDR tracers are presented in such a high spatial resolution and high signal-to-noise ratio. The CH+ and OH have critical densities (1010 cm-3) and upper level energy temperatures (250 K). In addition the endothermicity of the CH+ + H2 reaction (4300 K) that forms CH+ is comparable to the activation barrier of the O + H2 reaction (4800 K) forming OH. Given these similarities it is interesting to compare their emission. The spatial distribution of CH+ and OH shows the same clumpy structure of the Bar that has been seen in other observations. The morphology of CH+ and H2 confirms that CH+ formation and excitation is strongly dependent on the vibrationally excited H2, while OH is not. The peak in the OH 84 µm emission corresponds to a bright young object, identified as the externally illuminated protoplanetary disk 244-440.Finally, I study the high-J CO in the Orion Bar. I also introduce low- and mid-J CO observations of the area. The high-J CO morphology shows a clumpy structure in the Bar and we establish a link between the dense core of the clumps, traced in CS J=2-1 by Lee et al. (2013) and in H13CN by Lis and Schilke (2003). We also show that the high-J CO is mainly excited by the UV heating

Le milieu interstellaire (MIS) joue un rôle important dans l'évolution des galaxies. Les radiations et vents stellaires, ainsi que les supernovae par exemple, sont à l'origine de nombreux processus ayant un impact sur les propriétés globales des galaxies. Cependant, l'efficacité des ces processus est liée aux propriétés et à la structure des différentes phases du MIS, et est souvent incertaine. Grace à la sensibilité et résolution accrues des nouveaux télescopes observant dans l'infrarouge lointain (FIR) et le submillimetrique (comme par exemple le Herschel Space Observatory, SOFIA et ALMA), il est désormais possible d'étudier en détail les interactions réciproques entre la formation stellaire et les différentes phases du MIS environnant. Ce travail est axé sur les propriétés physiques du gaz dans les Nuages de Magellan. Le Grand Nuage de Magellan et le Petit Nuage de Magellan, nos plus proches voisins, tout deux à métallicité sub-solaire, sont de bons laboratoires pour étudier les interactions entre la formation stellaire et l'environnement. La région 30 Doradus, dans le Grand Nuage de Magellan, l'une des plus massives et des plus actives régions de formation stellaire connues dans notre voisinage, est étudiée en détail. Les observations des télescopes spatiaux Herschel et Spitzer sont utilisées pour contraindre la pression, le champ de radiation ainsi que la structure tri-dimensionnelle des régions de photo-dissociation (PDR), en combinaison avec le code PDR de Meudon. Cette modélisation permet également d'estimer la fraction de gaz moléculaire qui n'est pas détectée par le traceur généralement utilisé CO. Cette méthode est ensuite appliquée à d'autres régions de formation stellaire dans les Nuages de Magellan, présentant différents environnements. Cette étude permet d'évaluer les diagnostiques clés du chauffage et du refroidissement du gaz à faible métallicité dans des régions actives de formation stellaire, avec une bonne résolution spatiale. Ceci constitue une première étape pour mieux comprendre les observations non résolues de telles régions dans des galaxies lointaines
The interstellar medium (ISM) plays a major role in galaxy evolution. Feedback from stars, in particular, drives several processes responsible for the global properties of a galaxy. However, the efficiency of these processes is related to the properties and structure of the different gas and dust ISM phases and remains uncertain. Due to the increased sensitivity and resolution of the new far-infrared (FIR) and submillimeter facilities (such as the Herschel Space Observatory, SOFIA and ALMA, in particular), it now becomes possible to study in detail the interplay between star formation and the surrounding ISM phases. This work focuses on the physical properties of the gas in the Magellanic Clouds. The Large Magellanic Cloud and the Small Magellanic Cloud, our closest neighbors, both at subsolar metallicity, are good laboratories to study the interaction between star formation and environment.The 30 Doradus region, in the Large Magellanic Cloud, one of the most massive and active star forming region known in our neighborhood, is first studied in detail. We use the FIR and mid-infrared tracers, provided by the space telescopes Herschel and Spitzer, to bring constrains on the pressure, radiation field and 3D structure of the photo-dissociation regions (PDR) in this extreme region, using the Meudon PDR code. This modeling allows us to estimate the fraction of molecular gas not traced by CO, also known as the "CO-dark" molecular gas.We apply this method to other star forming regions of the Magellanic Clouds, which are characterized by different environmental conditions. This study allows us to evaluate key diagnostics of the gas heating and cooling of low metallicity resolved starburst regions. This is a first step toward understanding similar but unresolved regions, in high-redshift galaxies

Je présente dans une première partie mes travaux de recherche sur les microcavités semi-conductrices en régime de couplage fort exciton-photon. Les modes propres dans ces systèmes sont des états mixtes exciton-photon appelés polaritons de cavité, qui présentent de fortes non-linéarités optiques provenant de l'interaction exciton-exciton. Je présente plusieurs applications de ces dispositifs dans les domaines de l'optique quantique (compression du bruit quantique, génération de faisceaux corrélés) des communications optiques et de l'opto-électronique de spin.

J'aborde dans la deuxième partie mes activités théorique et expérimentale autour de la spectroscopie de l'ion H2+. Le but de l'expérience, qui a débuté en 2003 à l'université d'Evry, est de mesurer la fréquence d'une transition vibrationnelle à deux photons sans effet Doppler, et de la comparer à des prédictions théoriques précises pour en déduire une nouvelle détermination du rapport mp/me. Je décris les progrès des calculs de haute précision sur l'ion H2+ (niveaux d'énergie non relativistes, structure hyperfine), ainsi que le dispositif expérimental mis en place et les perspectives de l'expérience.