Physico-chimie des disques protoplanétaires

Planetary formation takes place in the protoplanetary disks of gas and dust surrounding young stars. Nevertheless the overall properties of these disks are not yet well constrained by current observations. Observations in the millimeter domain bring constrains about the gas and dust composition of the disks. The chemistry of proto-planetary disks is thought to be dominated by two major processes: photo-dissociation in a warm upper layer (illuminated by the ultraviolet radiation from the central star and the ISRF), and depletion on dust grains in the disk mid-plane. During my PhD thesis I studied the effect of several parameters (like the grain size distribution, the stellar UV intensity or the gas-to-dust ratio) on the molecular abundance distribution in the disks. I used IRAM-PdBI observations of several molecules : CO observations in two disks surounding Herbig Ae stars (CQ\,Tau and MWC\,758) and the two molecules affected by dissociation processes CN and HCN in three disks surounding two T-Tauri stars and one Herbig Ae star. I compared the observational data with the output of a chemistry code (a modified version of the \cpdr\ Meudon code). I studied more precisely the gas dissipation problem looking at the CO distribution in two low mass disks surrounding Herbig Ae stars. I showed that the mean CO abundance in those two sources is low despite disk temperatures above the CO condensation temperature. Modeling the chemistry, I find that photo-dissociation of CO is a viable mechanism to explain its low abundance, especially as grain growth processes increase its efficiency. A modification of the gas-to-dust ratio is not mandatory to explain the low CO abundance. Thus, CO is not a direct tracer of the gas-to-dust ratio in those low mass disks. Moreover, we find that the temperature of large grains can be low enough to prevent CO from being released from the grain surfaces. For the other molecules, we find low excitation temperatures for CN and HCN. These observations suggest that those molecules are located in a region closer to the disk mid-plane than models including depletion on grains predict, and that the disk mid-plane is very cold (at least the T-Tauri ones).La formation planétaire a lieu dans les disques constitués de gaz et de poussières entourant les étoiles jeunes. Les propriétés de ces disques protoplanétaires sont mal contraintes par les observations actuelles, cependant leur observation dans le domaine millimétrique nous apporte des informations sur la composition du gaz et de la poussière les constituant. La chimie des disques est dominée par les processus de photo-dissociation dans les couches supérieures chaudes soumises au rayonnement ultraviolet (stellaire et interstellaire) et par la condensation des molécules sur les grains dans le plan des disques. Au cours de cette thèse, j'ai étudié les effets rétroactifs de différents paramètres (tels que la distribution en taille des grains, l'intensité du rayonnement ultraviolet ou le rapport gaz/poussière) sur la distribution de molécules dans les disques. Pour ce faire, j'ai utilisé des observations de différentes molécules obtenues avec l'interféromètre du Plateau de Bure dans différentes sources : la molécule de CO dans deux disques entourant des étoiles Herbig Ae (CQ\,tau et MWC\,758) et le couple de photo-dissociation CN\,-\,HCN dans deux disques autour d'étoiles T-Tauri (DM\,Tau et LkCa\,15) et une étoile de Herbig (MWC\,480). J'ai comparé ces observations aux prédictions d'un modèle de chimie (version modifiée du code \cpdr\ développé à Paris-Meudon). Les observations de CO dans les disques peu massifs ont permis d'étudier le problème de la dissipation du gaz. J'ai montré que les disques peu massifs autour de CQ\,Tau et MWC\,758 présentent une faible abondance de la molécule de CO malgré une température bien supérieure à la température de condensation du CO sur les grains. Parmi les paramètres étudiés pour expliquer ce résultat, la photo-dissociation du CO apparaît comme un processus valide pour expliquer la sous abondance de CO, d'autant plus que le grossissement des grains renforce son efficacité. Une modification du rapport gaz/poussière n'est pas forcément nécessaire. La molécule de CO n'est donc plus un traceur direct du rapport gaz/poussière dans de tels disques peu massifs. De plus, la température des gros grains peut être suffisamment basse pour empêcher la désorption du CO de la surface de ces grains. D'autre part, CN et HCN sont observé à de très faibles température d'excitation, ce qui tendrait à prouver que ces molécules sont situés près du plan du disque (plus près que prédit par les modèles incluant la déplétion sur les grains) et que ce plan est très froid, au moins pour les étoiles T-Tauri