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In this thesis we present a multi-frequency observational study of the properties of IRAS 16293-2422 (I16293), a very-well studied low-mass solar-type multiple stellar system located within the Ophiuchus complex. Because I16293 is the prototype source for astrochemistry due to its wealth of molecular lines, it provides a suitable laboratory to study not only the physics of clustered star-formation but also the chemistry in early stages of this process. In this thesis, we will place special emphasis on nitrogen-bearing molecules present in I16293since these species are known to be powerful tools to derive chemical, kinematic and dynamic properties of star-forming regions over a wide range of conditions. The first part of this work is based on the analysis of the individual components of I16293 from interferometric centimeter -and millimeter- wavelength continuum observations. Since the correct interpretation of the observations and their corresponding modelling strongly depend on the accurate measurement of its distance, we have measured the parallax to its H2O maser emission at 22.2 GHz based on archival Very Large Baseline Array (VLBA) observations, obtaining a precise estimation of the distance of 141(+30,-21)pc. From high angular resolution observations with the Very Large Array (VLA) and the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), we followed the astrometry of the individual objects in the system for almost 30 years. We have seen that the properties of source B are remarkable because its spectrum indicates that its emission is dominated by thermal dust radiation. We present a full radiative transfer modelling of the structure of this source. The density and temperature profiles needed to explain the observational properties of source B resemble those expected for first hydrostatic cores. This fact, combined with the lack of free- free centimeter emission, might indicate that source B is just entering the protostellar phase. In the second part of the thesis we focus on the chemistry of I16293 based on single-dish observations of nitrogen-bearing molecules obtained with the radiotelescopes IRAM-30m, APEX, JCMT and the HIFI instrument on-board the Herschel Space Observatory over a wide frequency range from 80 GHz to 1 THz. We have extracted the rotational transitions of isocyanic acid (HNCO) from the observations and used a radiative transfer model out of Local Thermodynamical Equilibrium (non-LTE) to reproduce the observed line profiles. We conclude that I16293 can be modelled considering three regions: a dense, compact and warm component related with the hot corino, a warm and extended component associated with the innermost part of the envelope and a more extended and cold layer associated with the outermost part of the envelope. It is important to emphasize that the emission produced by these regions interacts one with another. As a consequence, our analysis not only constraints the properties of the different regions, but also establishes their relative positions along the line of sight. An HNCO abundance profile for the envelope of I16293 computed with the chemical code Nautilus shows a good agreement with the abundances derived from our radiative transfer model. On the other hand, the lines of cyanide (CN) have much more complex profiles since they show hyperfine structure and present deep absorptions. Indeed, since we detect the CN rotational transitions from J = 1 - 0 to J = 5 - 4 level, we have used an LTE model in CASSIS and defined a separate model for each transition. We noted that an extended emission larger than the envelope of I16293 is needed to correctly model the line profiles. We also derived the abundance ratio between CN and its isotopes 13CN and C15N.Taken together, the results presented here enabled us to constrain the structure of IRAS 16293- 2422 from the scale of its individual protostars (~ 10 AU) up to the scale of its extended envelope (~ 10,000 AU).; Dans cette thèse, nous présentons une étude observationnelle et multifréquence des propriétés d'IRAS16293-2422 (I16293), un système d'étoiles multiples de faible masse et de type solaire bien étudié, qui se trouve dans le nuage sombre L1689N dans le complexe d'Ophiuchus. I16293 est la source prototype pour les études d'astrochimie en raison de sa richesse en raies moléculaires, elle constitue un laboratoire idéal pour étudier non seulement la formation de systèmes stellaires, mais également la chimie pendant les premiers stades de la formation des étoiles. Dans ce travail, nous mettrons particulièrement l'accent sur les molécules azotée, car ces espèces sont des outils puissants pour mesurer les propriétés chimiques, cinématiques et dynamiques des régions de formation d'étoiles dans un large éventail de conditions physiques. La première partie est dédié à l'analyse des composants individuels d'I16293 à partir d'observations dans le continuum aux longueurs d'onde centimétriques et millimétriques. Nous avons mesuré l'émission maser à 22 GHz obtenues avec l'interféromètre de très longue ligne de base (VLBA) et obtenu une estimation plus précise de la distance d'I16293, 141(+30,-21)pc. À partir d'observations à haute résolution angulaire avec le VLA et ALMA, nous avons suivi l'astrométrie des objets individuels du système pendant près de 30 ans. Nous présentons un modèle complet de transfert radiatif de la structure de cette source. Les profils de densité et de température nécessaires pour expliquer les propriétés de la source B sont très similaires à ceux attendus pour un premier coeur hydrostatique. Ce fait, combiné à l'absence d'émission centimétrique libre-libre, pourrait indiquer que la source B vient tout juste d'atteindre la phase protostellaire. La seconde partie est consacrée à une étude de la chimie d'I16293 à partir d'observations des molécules azotées dans une large gamme de fréquences avec les radiotélescopes IRAM-30m, APEX, JCMT et l'instrument HIFI à bord de l'observatoire spatial Herschel. Nous avons extrait les transitions de rotation de l'acide isocyanurique (HNCO) à partir de ces données et utilisé un modèle de transfert radiatif hors de l'équilibre thermodynamique local (ETL) pour reproduire les profils observés des raies. À partir de ce modèle, nous concluons I16293 est formée de trois régions d'émission: un composant dense, compact et chaud, un composant chaud et étendu associé à la partie interne de l'enveloppe et une couche plus étendue et froide associée à la partie la plus extérieure de l'enveloppe. L'émission produite par chacune de ces régions interagit avec les autres, en conséquence, notre analyse contraint les propriétés des différentes régions, et établit également leurs positions relatives le long de la ligne de visée. Nous avons calculé le profil d'abondance de HNCO pour l'enveloppe d'I16293 avec le code chimique Nautilus, qui est tout à fait compatible avec les abondances déterminées par notre modèle de transfert radiatif. D'autre part, les profils de raie de cyanure (CN) dans I16293 sont beaucoup plus complexes que les profils de HNCO, car ils présentent une absorption profonde. Nous détectons les transitions de rotation du CN correspondant aux niveaux J = 1-0 à J = 5-4, nous avons utilisé ces raies pour tester la distribution de cette molécule à différentes échelles spatiales. Nous avons utilisé un modèle LTE dans CASSIS et défini un modèle distinct pour chaque transition. Afin de reproduire correctement les profils de raie, il est nécessaire de prendre en compte un composant plus étendu que l'enveloppe d'I16293 définie précédemment dans la littérature. Finalement, nous dérivons les rapports d'abondance entre CN et ses isotopes 13CN et C15N. Dans leur ensemble, les données présentées dans cette thèse nous ont permis de contraindre la structure d'I16293 depuis les échelles qui correspondent à ses proto-étoiles individuelles (~10 AU) jusqu'à l'échelle de son enveloppe étendue (≥ 10,000 AU).

In this thesis we present a multi-frequency observational study of the properties of IRAS 16293-2422 (I16293), a very-well studied low-mass solar-type multiple stellar system located within the Ophiuchus complex. Because I16293 is the prototype source for astrochemistry due to its wealth of molecular lines, it provides a suitable laboratory to study not only the physics of clustered star-formation but also the chemistry in early stages of this process. In this thesis, we will place special emphasis on nitrogen-bearing molecules present in I16293since these species are known to be powerful tools to derive chemical, kinematic and dynamic properties of star-forming regions over a wide range of conditions. The first part of this work is based on the analysis of the individual components of I16293 from interferometric centimeter -and millimeter- wavelength continuum observations. Since the correct interpretation of the observations and their corresponding modelling strongly depend on the accurate measurement of its distance, we have measured the parallax to its H2O maser emission at 22.2 GHz based on archival Very Large Baseline Array (VLBA) observations, obtaining a precise estimation of the distance of 141(+30,-21)pc. From high angular resolution observations with the Very Large Array (VLA) and the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), we followed the astrometry of the individual objects in the system for almost 30 years. We have seen that the properties of source B are remarkable because its spectrum indicates that its emission is dominated by thermal dust radiation. We present a full radiative transfer modelling of the structure of this source. The density and temperature profiles needed to explain the observational properties of source B resemble those expected for first hydrostatic cores. This fact, combined with the lack of free- free centimeter emission, might indicate that source B is just entering the protostellar phase. In the second part of the thesis we focus on the chemistry of I16293 based on single-dish observations of nitrogen-bearing molecules obtained with the radiotelescopes IRAM-30m, APEX, JCMT and the HIFI instrument on-board the Herschel Space Observatory over a wide frequency range from 80 GHz to 1 THz. We have extracted the rotational transitions of isocyanic acid (HNCO) from the observations and used a radiative transfer model out of Local Thermodynamical Equilibrium (non-LTE) to reproduce the observed line profiles. We conclude that I16293 can be modelled considering three regions: a dense, compact and warm component related with the hot corino, a warm and extended component associated with the innermost part of the envelope and a more extended and cold layer associated with the outermost part of the envelope. It is important to emphasize that the emission produced by these regions interacts one with another. As a consequence, our analysis not only constraints the properties of the different regions, but also establishes their relative positions along the line of sight. An HNCO abundance profile for the envelope of I16293 computed with the chemical code Nautilus shows a good agreement with the abundances derived from our radiative transfer model. On the other hand, the lines of cyanide (CN) have much more complex profiles since they show hyperfine structure and present deep absorptions. Indeed, since we detect the CN rotational transitions from J = 1 - 0 to J = 5 - 4 level, we have used an LTE model in CASSIS and defined a separate model for each transition. We noted that an extended emission larger than the envelope of I16293 is needed to correctly model the line profiles. We also derived the abundance ratio between CN and its isotopes 13CN and C15N.Taken together, the results presented here enabled us to constrain the structure of IRAS 16293- 2422 from the scale of its individual protostars (~ 10 AU) up to the scale of its extended envelope (~ 10,000 AU).; Dans cette thèse, nous présentons une étude observationnelle et multifréquence des propriétés d'IRAS16293-2422 (I16293), un système d'étoiles multiples de faible masse et de type solaire bien étudié, qui se trouve dans le nuage sombre L1689N dans le complexe d'Ophiuchus. I16293 est la source prototype pour les études d'astrochimie en raison de sa richesse en raies moléculaires, elle constitue un laboratoire idéal pour étudier non seulement la formation de systèmes stellaires, mais également la chimie pendant les premiers stades de la formation des étoiles. Dans ce travail, nous mettrons particulièrement l'accent sur les molécules azotée, car ces espèces sont des outils puissants pour mesurer les propriétés chimiques, cinématiques et dynamiques des régions de formation d'étoiles dans un large éventail de conditions physiques. La première partie est dédié à l'analyse des composants individuels d'I16293 à partir d'observations dans le continuum aux longueurs d'onde centimétriques et millimétriques. Nous avons mesuré l'émission maser à 22 GHz obtenues avec l'interféromètre de très longue ligne de base (VLBA) et obtenu une estimation plus précise de la distance d'I16293, 141(+30,-21)pc. À partir d'observations à haute résolution angulaire avec le VLA et ALMA, nous avons suivi l'astrométrie des objets individuels du système pendant près de 30 ans. Nous présentons un modèle complet de transfert radiatif de la structure de cette source. Les profils de densité et de température nécessaires pour expliquer les propriétés de la source B sont très similaires à ceux attendus pour un premier coeur hydrostatique. Ce fait, combiné à l'absence d'émission centimétrique libre-libre, pourrait indiquer que la source B vient tout juste d'atteindre la phase protostellaire. La seconde partie est consacrée à une étude de la chimie d'I16293 à partir d'observations des molécules azotées dans une large gamme de fréquences avec les radiotélescopes IRAM-30m, APEX, JCMT et l'instrument HIFI à bord de l'observatoire spatial Herschel. Nous avons extrait les transitions de rotation de l'acide isocyanurique (HNCO) à partir de ces données et utilisé un modèle de transfert radiatif hors de l'équilibre thermodynamique local (ETL) pour reproduire les profils observés des raies. À partir de ce modèle, nous concluons I16293 est formée de trois régions d'émission: un composant dense, compact et chaud, un composant chaud et étendu associé à la partie interne de l'enveloppe et une couche plus étendue et froide associée à la partie la plus extérieure de l'enveloppe. L'émission produite par chacune de ces régions interagit avec les autres, en conséquence, notre analyse contraint les propriétés des différentes régions, et établit également leurs positions relatives le long de la ligne de visée. Nous avons calculé le profil d'abondance de HNCO pour l'enveloppe d'I16293 avec le code chimique Nautilus, qui est tout à fait compatible avec les abondances déterminées par notre modèle de transfert radiatif. D'autre part, les profils de raie de cyanure (CN) dans I16293 sont beaucoup plus complexes que les profils de HNCO, car ils présentent une absorption profonde. Nous détectons les transitions de rotation du CN correspondant aux niveaux J = 1-0 à J = 5-4, nous avons utilisé ces raies pour tester la distribution de cette molécule à différentes échelles spatiales. Nous avons utilisé un modèle LTE dans CASSIS et défini un modèle distinct pour chaque transition. Afin de reproduire correctement les profils de raie, il est nécessaire de prendre en compte un composant plus étendu que l'enveloppe d'I16293 définie précédemment dans la littérature. Finalement, nous dérivons les rapports d'abondance entre CN et ses isotopes 13CN et C15N. Dans leur ensemble, les données présentées dans cette thèse nous ont permis de contraindre la structure d'I16293 depuis les échelles qui correspondent à ses proto-étoiles individuelles (~10 AU) jusqu'à l'échelle de son enveloppe étendue (≥ 10,000 AU).