Excitation collisionnelle de molécules d'intérêt astrophysique induites par les molécules H2O et CO

La détermination précise des conditions physiques et chimiques dans les milieux astronomiques ne peut souvent être déduite que par l'interprétation des spectres moléculaires. Compte tenu des progrès réalisés en matière d'observation, avec par exemple le télescope Atacama Large Millimeter Array en pleine activité et le télescope spatial James Webb récemment lancé, l'astronomie entre dans son âge d'or, avec de nouvelles molécules détectées à un rythme exponentiel. La modélisation de leurs spectres nécessite toutefois de connaître la population des niveaux d'énergie des espèces chimiques. Une telle quantité est facile à dériver lorsque l'équilibre thermodynamique local (ETL) est respecté. Malheureusement, pour la plupart des milieux astrophysiques, la densité est si faible que l'ETL ne peut être maintenu. Ainsi, les propriétés radiatives et collisionnelles des espèces moléculaires observées deviennent absolument nécessaires pour interpréter les spectres. Il s'agit d'un véritable défi : en effet, alors que les propriétés radiatives sont caractérisées par des coefficients d'Einstein, facilement obtenus par des formules analytiques, les données de collision sont spécifiques au système et beaucoup plus compliquées à obtenir, notamment parce qu'elles ne peuvent être calculées que pour de petites molécules (jusqu'à quelques atomes) entrant en collision avec des partenaires légers tels que l'hydrogène, l'hélium ou la molécule d'hydrogène. Mais dans des milieux comme les atmosphères cométaires ou planétaires, les collisionneurs dominants sont de "lourdes" molécules, comme H2O, CO, etc. Les systèmes avec de tels collisionneurs lourds créent donc d'importantes difficultés méthodologiques et théoriques pour les études collisionnelles.Ce travail vise à évaluer dans quelle mesure les techniques et méthodologies déjà disponibles peuvent être optimisées pour traiter ces systèmes compliqués. Notre méthodologie a d'abord été testée sur des systèmes importants pour la modélisation du milieu interstellaire (H2O-H2 et ses isotopologues), avant d'aborder des systèmes tels que CO-CO, H2O-HNC et H2O-HCN, qui sont cruciaux pour mieux comprendre les atmosphères cométaires. Etant donné qu'aucune perspective de mission in situ n'est envisagée dans de tels environnements dans un futur proche, les observations spectroscopiques constituent le principal accès à ceux-ci : d'où l'importance d'estimer le niveau de précision des données collisionnelles qui peuvent être fournies par ces méthodes optimisées.The accurate determination of physical and chemical conditions in astronomical media can often only be inferred by interpreting molecular spectra. Given the observational progresses afforded with for example the fully operating Atacama Large Millimeter Array telescope and the recently launched James Webb Space Telescope, astronomy enters its golden age, with new molecules detected at an exponential rate. Modelling their spectra requires however to know the population of energy levels of chemical species. Such quantity is easy to derive when the local thermodynamic equilibrium (LTE) is fulfilled. Unfortunately, for most of the astrophysical media, the density is so low that the LTE cannot be maintained. Thus, radiative and collisional properties of the observed molecular species become absolutely needed for interpreting the spectra. This is a real challenge: indeed, whereas radiative properties are characterized by Einstein coefficients, easily obtained through analytical formulas, collisional data are system-specific and much more complicated to obtain, notably because they can only be computed for small molecules (up to a few atoms) colliding with light partners such as hydrogen, helium, or hydrogen molecule. But in media like cometary or planetary atmospheres, the dominant colliders are "big" molecules, such as H2O, CO, etc. Systems with such heavy colliders are thus creating important methodological and theoretical difficulties for collisional studies.This work focuses on assessing the extent to which already available techniques and methodologies can be optimized to treat these complicated systems. Our methodology was first tested on systems important for modelling the interstellar medium (H2O-H2 and its isotopologues), before addressing systems such as CO-CO, H2O-HNC and H2O-HCN, which are crucial in better understanding cometary atmospheres. Given that no prospects of \textit{in situ} missions are envisioned in such environments in near future, spectroscopic observations constitute the main access to them: hence the importance to estimate the level of accuracy of the collisional data that can be provided through these optimized methods