The protosolar nebula heritage : the nitrogen isotopic ratio from interstellar clouds to planetary systems

L'existence de molecules interstellaires souleve une question, ces molecules sont-elles les memes molecules que nous voyons dans le systeme Solaire aujourd'hui ? C'est une question toujours ouverte qui implique des consequences profondes. Il est possible d’eclaircir cette question en etant capables de retracer l'heritage d'un groupe de molecules chimiquement liees, ce que nous appelons un reservoir. Le meilleur outil pour retracer l'heritage des reservoirs sont les rapports isotopiques. L'element qui montre les plus grandes variations du rapport isotopique dans le systeme Solaire est l'azote. Ces variations indiquent que le rapport isotopique de l'azote est sensible aux conditions physiques de la formation des etoiles.L'objectif principal de cette these est d'identifier les reservoirs d'azote a differents etapes de la formation des etoiles et des planetes. La premiere etape de cette entreprise etait d'identifier le rapport isotopique de la masse principal d'azote du milieu interstellaire local aujourd'hui.Cela a ete determine egale a 323 ± 30 a partir du rapport CN/C 15 N mesure dans le disque protoplanetaire autour de TW Hya. Parallelement a cela, nous avons egalement mesure un rapport HCN/HC 15 N=128 ± 36 dans le disque protoplanetaire autour de MWC 480. Ces rapports isotopiques tres distinctes mesurees sur les disques protoplanetaires sont une indication claire de la presence d'au moins deux reservoirs d'azote dans les disques protoplanetaires. La facon dont ces reservoirs se separent est cependant inconnue. Cela pourrait peut-etre se produire en raison de reactions de fractionnement chimique ayant lieu dans les cœurs prestellaires. Nous avions donc comme objectif d'obtenir une mesure precise et directe du rapport isotopique de l'azote des molecules d'HCN dans le cœur prestellaire L1498.Pour obtenir cette mesure, l'obstacle le plus important a surmonter etait due aux anomalies hyperfines des molecules d'HCN. Ces anomalies hyperfines sont induites par le chevauchement des composants hyperfins. Ceci sont particulierement sensibles a la densite de colonne d'HCN, mais aussi au champ de vitesses et aux largeurs de raies. Ainsi les anomalies hyperfines sont un outil de mesure de l'abondance d'HCN permettant aussi de sonder la cinematique des cœurs prestellaires.Pour reproduire avec precision les anomalies hyperfines, et ainsi mesurer des densites de colonne precises d'HCN, nous avions besoin d'explorer un espace de parametres degenere de 15 dimensions. Pour minimiser les degenerescences nous avons obtenu un profil de densite base sur des cartes du continuum de L1498. Ceci permettant de reduire a 12 dimensions l'espace des parametres. L'exploration de cet espace de parametre a ete fait grâce a l'utilisation d'un methode de minimisation MCMC. Grâce a cette exploration, nous avons obtenu HCN/HC 15 N = 338 ± 28 et HCN/H 13 CN = 45 ± 3. Les incertitudes sur ces valeurs sont limites par les erreurs de calibration et sont de-termines de maniere non arbitraire par le methode MCMC. Les implications de ces resultats sont discutees dans le chapitre de conclusion,ou nous presentons egalement quelques perspectives sur l'avenir.