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Itinéraire de Jean-Pierre Hansen Enfance et orientation initiale Comité pour l’histoire du CNRS (CHC) Commençons si vous le voulez bien par le commencement : vos années de formation. Jean-Pierre HANSEN (JPH) Le Luxembourg était un pays de la sidérurgie. A l’école primaire, vers la fin des années 1940, on apprenait que le Luxembourg était le septième producteur mondial d’acier pour une population de 300 000 habitants. Mon père était élève à l’École des mines de Paris (EMP), qui donne sur le Ja...

Né dans une famille bourgeoise où l’art occupe une large place, Jules Janssen est un autodidacte des sciences et doit travailler dans la banque puis comme précepteur tout en collationnant les grades universitaires. Très vite, sa curiosité et ses aptitudes expérimentales sont concentrées sur le Soleil. Doté d’appuis politiques et membre de multiples sociétés savantes, il peut satisfaire son goût des voyages scientifiques et obtenir la création de deux observatoires dédiés à l’astrophysique dont il jette les bases en France. À l’observatoire de Meudon, cet homme des chemins de traverse favorise la carrière de ceux qui, comme lui, ne sont pas sortis du sérail. Son parcours nomade est aussi marqué par quelques affrontements avec des savants de l’establishment, comme Cornu et Deslandres. Leur formation à Polytechnique assure ces derniers d’une carrière sans accroc et leur permet d’imposer leurs méthodes souvent éloignées des passerelles inventives que Janssen bâtit entre les disciplines. Born into a middle-class family where art plays a major role, Jules Janssen was a self-taught scientist and had to work in the bank and then as a tutor while collecting university degrees. His curiosity and experimental skills were soon focused on the Sun. With political support and membership of many learned societies, he was able to satisfy his taste for scientific travel and obtain the creation of two observatories dedicated to astrophysics, the foundations of which he laid in France. At the Meudon observatory, this man of the byways favoured the careers of those who, like him, did not come from the ranks. His nomadic career was also marked by a few clashes with scientists from the establishment, such as Cornu and Deslandres. Their training at the Polytechnique ensured them a smooth career and allowed them to impose their methods, which were often far removed from the inventive bridges that Janssen built between disciplines.

The Universe, originally homogeneous and isotropic according to the observation of Cosmic Microwave Background, became structured over time. Small matter overdensities, mainly dark matter, have grown through gravitational collapse. This collapse, applied to baryonic matter, triggers the formation of stars, galaxies and ever galaxy clusters. However, the structures formation, especially the massive galaxy clusters formation, is a long process. Intermediate objects, called galaxy protoclusters, precede galaxy clusters. These are the progenitors at high redshift (z) of today’s clusters at z = 0. These objects are relevant astrophysical laboratories for studying cluster evolution scenarios, for understanding the environment impact on the galaxy evolution and possibly providing cosmological constraints.These galaxy protoclusters are large and faint structures, thus difficult to detect. There are several complementary selections to observe and study them. Among these selections, is the Planck high-z candidate catalogue (PHz). This sample of protocluster candidates is based on Planck and Herschel observations showing overdensities of star-forming galaxies associated with strong infrared (IR) and submillimetre flux.One of the most promising candidates from PHz is PLCK G256.8-33.2 (G256). It indeed contains two Herschel sources with a strong IR luminosity of about 10¹³ Solar luminosities, and a high star formation rate of about 10³ Solar masses per year for each source. At the same location there is an overdensity of red Spitzer sources, corresponding to galaxies between z = 1.3 and z = 3. This area containing both Heschel sources and the Spitzer overdensity is called the area of interest (AoI). The purpose of this thesis is therefore to determine whether there is a protocluster of galaxies in this AoI. To answer this question, visible and near-infrared observations taken at the VLT with VIMOS and HAWK-I and taken with IRAC/Spitzer are used.These observations are used to produce a catalogue of multi-wavelength galaxies, made up of flux densities measured in seven photometric bands: V, R, I, J, Ks, ch1 and ch2. With these fluxes it is possible to estimate the photometric redshift of galaxies by applying the SED fitting method. The obtained results show an overdensity on the AoI of galaxies at z = 1.3 and probably at z = 2. The potential galaxy members of the protocluster candidate are then selection among those present in this AoI. A total of 56 galaxies between z = 1 and z 2.5 are selected on the AoI.From a colour analysis it is found that most of the galaxy members are active with a high star formation rate, which is supported by the absence of a red sequence in colour-magnitude diagrams. This result is consistent with the initial PHz selection. Thus, the source G256 shows a significant overdensity of active galaxies in the AoI at z = 1.3. It would therefore appear to be a late maturing galaxy protocluster.However, questions are still open about some of the properties of G256. To go further in the analysis, it would be necessary to obtain the spectra of the 56 selected galaxy members in IR with the VLT, or in the millimetre range with ALMA.The Euclid satellite, which will be launched in 2023, will observe about 15000 deg² of the sky. This survey will be an opportunity to detect new structures such as galaxy protoclusters. Part of this thesis focuses on the detectability of G256-like structures with Euclid. The study shows that if the galaxies will be well detected, it will be necessary to develop a detection algorithm specific to galaxy protoclusters.; L’Univers, à l’origine homogène et isotrope d’après l’observation du Fond Diffus Cosmologique, s’est structuré au fil du temps. De petites surdensités de matière, principalement de la matière noire, se sont développées par effondrement gravitationnel. Cet effondrement, appliqué à la matière baryonique, provoque la formation d’étoiles, de galaxies et même d’amas de galaxies. Cependant, la formation des structures, en particulier celle des amas de galaxies massifs, un est long processus. Des objets intermédiaires, appelés protoamas de galaxies, précèdent les amas de galaxies. Il s’agit des progéniteurs à grand redshift (z) des amas d’aujourd’hui à z = 0. Ces objets sont des laboratoires astrophysiques pertinents pour étudier les scénarios d’évolution des amas, comprendre le rôle de l’environnement dans l’évolution des galaxies et potentiellement donner des contraintes cosmologiques.Ces protoamas sont des structures larges et peu lumineuses, ce qui rend leur détection difficile. Il existe différentes sélections complémentaires afin de les observer et de les étudier. Parmi ces sélections, il y a le Planck high-z candidate catalogue (PHz). Cet échantillon de candidats protoamas est obtenu à partir des observations Planck et Herschel montrant des concentrations de galaxies formant beaucoup d’étoiles associées à un fort flux infrarouge (IR) et submillimétrique.L’un des candidats les plus prometteurs de PHz est PLCK G256.8-33.2 (G256). En effet, il contient deux sources Herschel dont la luminosité IR est d’environ 10¹³ luminosités solaires, et le taux de formation d’étoiles élevé de l’ordre de 10³ masses solaires par an chacune. Au même endroit se trouve une surdensité de sources rouges Spitzer, correspondant à des galaxies situées entre z = 1.3 et z = 3. Cette zone contenant simultanément ces deux sources Herschel et la surdensité Spitzer est appelée zone d’intérêt (AoI). L’objectif de cette thèse est donc de déterminer s’il y a un protoamas de galaxies sur cette AoI. Afin de répondre à cette question des observations en visible et en proche-infrarouge prises au VLT avec VIMOS et HAWK-I et prises avec IRAC/Spitzer sont utilisées.Ces observations permettent de construire un catalogue de galaxies multi-longueur d’onde, constitué de densités surfaciques de flux mesurées dans sept bandes photométriques : V, R, I, J, Ks, ch1 et ch2. Avec ces flux il est possible d’estimer le redshift photométrique des galaxies en appliquant la méthode du SED fitting. Les résultats obtenus montrent une surdensité sur l’AoI de galaxies à z = 1.3 et probablement à z = 2. Les potentielles galaxies membres du candidat protoamas sont alors sélectionnées parmi celles présentes sur cette AoI. Au total 56 galaxies entre z = 1 et z = 2.5 sont retenues sur l’AoI.Avec une analyse en couleur il est établi que la majorité des galaxies membres sont actives avec un fort taux de formation d’étoiles, ce qui est conforté avec l’absence d’une séquence rouge dans les diagrammes couleur-magnitude. Ce résultat est compatible avec la sélection initiale PHz. Ainsi la source G256 montre une surdensité significative sur l’AoI de galaxies actives à z = 1.3. Il est probable qu’il s’agisse d’un protoamas en cours de maturation tardive.Cependant des questions restent en suspens quant à certaines propriétés de G256. Pour aller plus loin dans l’analyse, il serait nécessaire d’obtenir les spectres des 56 galaxies membres en IR avec le VLT, ou dans le millimétrique avec ALMA.Le satellite Euclid, qui sera lancé en 2023, observera environs 15000 deg² du ciel. Ce relevé sera l’occasion de détecter de nouvelles structures comme des protoamas de galaxies. Une partie de cette thèse porte sur la détectabilité des structures similaires à G256 avec Euclid. L’étude montre que si les galaxies seront bien détectées, il sera nécessaire de développer un algorithme de détection propre aux protoamas de galaxies.

The epoch of reionisation is the transition from a neutral hydrogen Universe to a fully reionised one. It starts with the formation of the first galaxies, whose stars produce the energy responsible for the reionisation of the hydrogen, and last until one billion years after the beginning of the Universe. The high-redshift of the reionisation era makes that it is very challenging to observe galaxies from this epoch, which are, however, the sources of reionisation. In order to solve this issue and complete the observational results, numerical simulations are often used to study the sources of reionisation. This is the work I propose to carry out in this thesis. Using the SPHINX radiative hydrodynamical simulation, which simulates thousands of galactic haloes at the epoch of reionisation, I focused on the escape fraction of the ionising photons from haloes into the inter-galactic medium. I first focused on the entire halo population at different redshifts in order to statistically study the role and the characteristics of haloes during the reionisation. This allowed us to put forward the major role of the numerous small haloes during reionisation. Then I studied the most massive halo of our simulation in order to understand the physical mechanisms behind the escape of ionising photons. More specifically, I focused on the duty cycle of the escape fraction, related to the stellar formation, and the critical role of supernovae concerning the escape of ionising photons. Finally, I worked on the observability of the escape fraction by studying the anisotropy of the escape of ionising photons and the relation between the UV magnitude and the escape fraction. The principal result is that when a UV selection is made on galaxies or on lines-of-sight, it leads to an overestimation of the escape fraction., L'époque de la réionisation est la période où l'ensemble de l'hydrogène neutre qui constitue l'Univers se voit réionisé. Cette époque commence avec l'apparition des premières galaxies, dont les étoiles apportent l'énergie nécessaire à la réionisation de l'hydrogène, et s'étend durant le premier milliard d'années de l'histoire de l'Univers. Le redhsift lointain de la réionisation fait qu'il actuellement très difficile d'observer les galaxies de cette époque, qui sont pourtant les sources de ce changement d'état de l'Univers. L'un des moyens de pallier cette difficulté et de compléter le travail des observations est d'étudier les sources de la réionisation à l'aide de simulations numériques. C'est ce que propose ici cette thèse. À l'aide de SPHINX, une simulation hydrodynamique qui résout le couplage entre la matière et le rayonnement et simule des milliers de halos galactiques à l'époque de la réionisation, je me suis focalisé sur la fraction d'échappement de photons ionisants depuis les halos vers le milieu inter-galactique. Je me suis d'abord intéressé au rôle et aux caractéristiques des halos durant la réionisation d'un point de vue statistique, en étudiant l'ensemble de la population à différents redhsifts. Cela a notamment permis de mettre en avant l'importance des halos peu massifs, plus nombreux, concernant la réionisation. Puis dans un second temps je me suis concentré sur l'étude du halo le plus massif de la simulation afin de comprendre les mécanismes physiques responsables de l'échappement des photons ionisants. Cette étude a révélé l'aspect cyclique de la fraction d'échappement au sein des halos, en lien avec la formation stellaire, et le rôle cruciale des supernovae concernant l'échappement des photons ionisants. Enfin, je me suis aussi intéressé à l'observabilité de la fraction d'échappement en étudiant l'anisotropie de l'échappement des photons ionisants et le lien entre magnitude absolue et fraction d'échappement. Le résultat principal de cette étude est que la sélection de galaxies ou de lignes de visée avec une magnitude brillante amène une surestimation de la fraction d'échappement.

The late evolutionary stages of low- and intermediate-mass stars are characterised by mass loss through a dust-driven stellar wind. Recent observations reveal complex structures within these winds, that are believed to be formed primarily via interaction with a companion. How these complexities arise, and which structures are formed in which type of systems, is still poorly understood. Particularly, there is a lack of studies investigating the structure formation in eccentric systems. We aim to improve our understanding of the wind morphology of eccentric AGB binary systems by investigating the mechanism responsible for the different small-scale structures and global morphologies that arise in a polytropic wind with different velocities. Using the smoothed particle hydrodynamics (SPH) code Phantom, we generate nine different high-resolution, 3D simulations of an AGB star with a solar-mass companion with various wind velocity and eccentricity combinations. The models assume a polytropic gas, with no additional cooling. We conclude that for models with a high wind velocity, the short interaction with the companion results in a regular spiral morphology, that is flattened. In the case of a lower wind velocity, the stronger interaction results in the formation of a high-energy region and bow-shock structure that can shape the wind into an irregular morphology if instabilities arise. High-eccentricity models show a complex, phase-dependent interaction leading to wind structures that are irregular in three dimensions. However, the significant interaction with the companion compresses matter into an equatorial density enhancement, irrespective of eccentricity., Comment: 23 pages, 22 figures

This thesis focuses on particle size segregation in rubble-pile asteroids, mostly by using numerical methods, but also with an experimental exploration. It is motivated by the fact that some asteroids are not monolithic, but instead consist of a assembly of rocks held together by gravitation, like for instance asteroid Itokawa. One notices an accumulation of big boulders at the surface, with a heterogeneous distribution. Given the mechanical environment of asteroids, size sorting processes are good candidates to explain these patterns.The first part of the numerical work deals with a simplified problem : simulating 2D circular asteroids undergoing isotropic and periodic expansions. In this case, we observe a radial segregation and we quantify its typical speed and strength, highlighting the strong role played by friction and rotation. We also observe and study an angular segregation, with the big grains gathering into lobes at the surface, like on Itokawa.Then, we modified the agregate's topology, which led to observing the analogous of radial and angular segregations. This enabled us to quantify the inter-lobes distance. We also studied the segregation process when the asteroid undergoes collisions: the impact velocity and the grains elasticity thus play an important role. Furthermore, we extended our numerical study to the case of 3D spherical asteroids, and observed very interesting dynamics linking radial and angular segregations with the formation of opposed lobes of big grains. This is very significant considering the surface of Itokawa.Finally, we built a simple experiment dedicated to the study of granular segregation in a central force field., Cette thèse porte sur la ségrégation granulaire au sein des astéroïdes lâchement agglomérés, avec une approche surtout numérique mais aussi expérimentale. Ce travail est motivé par l’observation d’astéroïdes non monolithiques, mais formés de différents blocs maintenus ensemble par la gravitation, comme par exemple l’astéroïde Itokawa. On y constate la présence de nombreux gros rochers à la surface, et une inhomogénéité de leur répartition. Au vu des sollicitations mécaniques subies par les astéroïdes, un processus de ségrégation granulaire peut expliquer ces observations. Un premier travail numérique porte sur un problème modèle : un astéroïde bidimensionnel, circulaire, soumis à des expansions isotropes et périodiques. Dans ce cadre, nous observons une ségrégation radiale, dont nous quantifions la netteté et la rapidité, avec un rôle important joué par le frottement solide et la rotation des grains. De plus, nous observons et étudions une ségrégation angulaire : les gros grains forment des lobes à la surface, rappelant le cas d’Itokawa. Nous avons ensuite modifié la topologie de l’agrégat, retrouvant alors des analogues à la ségrégation radiale et à la ségrégation angulaire. Nous mettons ainsi en évidence une longueur d’onde typique quantifiant la distance entre lobes. Nous avons également étudié la ségrégation sous collisions, la vitesse d’impact et l’élasticité des contacts jouant alors un rôle important. Enfin, l’étude a été étendue au cas d’astéroïdes tridimensionnels sous expansions isotropes, montrant une dynamique particulière liant fortement ségrégation radiale et angulaire, et des lobes antipodaux de gros grains. Cela est très significatif vis-à-vis du cas d’Itokawa. Enfin, nous avons construit une expérience permettant d’étudier la ségrégation en champ gravitationnel central.

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This work is linked to the development of a stellar correlometer operating in the visible spectrum, on the plateau de Calern, a site of the Observatoire de la Côte d’Azur for observations in astronomy/astrophysics. The dissertation has three parts: “Fundamentals”, “Realizations”, and “Explorations”. There are six main original results. The first part “Fundamentals” compares the field’s correlation functions g(1) (field-field), g(3/2) (intensity-field), and g(2) (intensity-intensity), for a Rician chaotic field (i.e. whose amplitude has a Rician probability density) created according to a devised modelling of the interstellar medium “Weigelt blob B” in the vicinity of the stellar system η Carinæ. The created field is the superposition of a coherent radiation, with a Rayleigh chaotic radiation (i.e., whose amplitude has a Rayleigh probability density) resulting from a multitude of free independent oscillators in non-relativistic Brownian motion in a support gas, with respect to an inertial observer. Three main achievements result from this study:The creation of a model based on a classical Newton’s law kinetic model. The analysis of this Newton’s law kinetic model is original, the description is based on Jump Markov Processes with Continuum States. Then, the devised model allows 1- the field’s correlation functions derivation for the normal transport process of the oscillators, and 2- the exploration on how these correlation functions would highlight an anomalous transport of the oscillators (some relevant anomalous transports in astrophysics are considered).The theoretical highlighting of the greater sensitivity of g(3/2) to non-classical fluctuations, and to a coherent component in the field. Furthermore, this correlation function has a better signal to noise ratio than g(2), in theory. The derivation of the signal to noise ratios uses a different but consistent method with the one of Hanbury Brown and Twiss. This proposed method seems to be more relevant for modern stellar correlometers.The theoretical confirmation of the advantage of an heterodyne (or hybrid) stellar correlometer measuring g(2), in terms of signal to noise ratio. The same remark on the signal to noise ratios’ derivation method than the one in (ii) applies. The part “Realizations” reports the experimental characterization of the correlometer, and the results of an on-star measurements campaign: The measurement of g(2) on the Hα emission line of the star P Cygni. It confirmed its Rayleigh chaotic nature and allowed to quantify the coherence time of this emission line.The measurement of the Earth - P Cygni’s distance through g(2) for two on-sky projected baselines. The part “Explorations” tests the potential in measuring g(2) in order to distinguish a quasi-unidimensional random laser from a Rayleigh chaotic radiation. It is a first step whose results are:1- The discovery of a transition ’below-above threshold’ in g(2) for the random fibered laser. 2- A first model depicting the field’s intensity above threshold with a homogeneous compound Poisson process, consistent with the measurement.; Ce travail est associé au développement d’un corrélomètre stellaire opérant dans le visible, sur le plateau de Calern, site d’observation astronomique de l’Observatoire de la Côte d’Azur. La thèse s’articule en trois parties : “Fondements”, “Réalisations”, et “Explorations”. Il y a six résultats principaux originaux.La première partie “Fondements” propose une comparaison des fonctions de corrélation g(1) (champ-champ), g(3/2) (intensité-champ), et g(2) (intensité-intensité), pour un champ chaotique ricien (i.e. dont l’amplitude possède une densité de probabilité de Rice) crée selon une modélisation proposée pour le milieu interstellaire “Weigelt blob B” voisin du système stellaire η Carinæ. Le champ résultant est une radiation cohérente superposée à une radiation chaotique Rayleigh (i.e. dont l’amplitude possède une densité de probabilité de Rayleigh) issue d’une multitude d’oscillateurs, libres et indépendants, en mouvement brownien non-relativiste dans un gaz support, relativement à un observateur inertiel. Cette étude a débouché sur :La création d’un modèle basé sur un modèle cinétique classique ab-initio. Le modèle cinétique ab-initio est analysé de manière originale, la description repose sur des processus markoviens à sauts avec continuum d’états. Le modèle crée permet alors 1- de calculer les fonctions de corrélation du champ résultant de la situation d’intérêt pour le processus de transport normal des oscillateurs, et 2- d’explorer comment ces fonctions de corrélation rendraient compte d’un transport anormal des oscillateurs (des transports anormaux pertinents en astrophysique sont considérés).La mise en évidence théorique de la sensibilité accrue de g(3/2) aux fluctuations non-classiques du champ, et à la composante cohérente dans un champ chaotique ricien. Cette fonction de corrélation présente de plus un meilleur rapport signal sur bruit statistique que g(2) en théorie. Le calcul des rapports signal sur bruit est mené avec une méthode (classique) différente et consistante avec celle d’Hanbury Brown et Twiss. La méthode de calcul semble plus adaptée aux corrélomètres stellaires modernes.La mise en évidence théorique de l’avantage du corrélomètre hybride (ou hétérodyne), mesurant également g(2), en terme de rapport signal sur bruit. Même remarque sur la méthode de calcul des rapports signal sur bruit qu’en (ii).La partie “Réalisations” rapporte la caractérisation en laboratoire du corrélomètre et les résultats d’une campagne de mesures astrophysiques :La mesure de g(2) sur la raie Hα de l’étoile P Cygni. Cette mesure a permis de confirmer sa nature chaotique Rayleigh, puis de caractériser quantitativement le temps de cohérence de cette raie.La mesure de la distance Terre - P Cygni par la mesure de g(2) pour deux bases projetées.La partie “Explorations” teste le potentiel de la mesure de g(2) pour identifier un laser aléatoire quasi-unidimensionnel relativement à un champ chaotique Rayleigh. Elle constitue une première étape dont les résultats sont :La découverte d’une transition dans g(2) en-dessous et au-dessus du seuil laser, et la création d’un modèle décrivant l’intensité du champ au-dessus du seuil via un processus de Poisson composé homogène, en accord avec la mesure.

Asymptotic giant branch (AGB) stars are known to lose a significant amount of mass by a stellar wind, which controls the remainder of their stellar lifetime. High angular-resolution observations show that the winds of these cool stars typically exhibit mid- to small-scale density perturbations such as spirals and arcs, believed to be caused by the gravitational interaction with a (sub-)stellar companion. We aim to explore the effects of the wind-companion interaction on the 3D density and velocity distribution of the wind, as a function of three key parameters: wind velocity, binary separation and companion mass. For the first time, we compare the impact on the outflow of a planetary companion to that of a stellar companion. We intend to devise a morphology classification scheme based on a singular parameter. With our grid of models we cover the prominent morphology changes in a companion-perturbed AGB outflow: slow winds with a close, massive binary companion show a more complex morphology. Additionally, we prove that massive planets are able to significantly impact the density structure of an AGB wind. We find that the interaction with a companion affects the terminal velocity of the wind, which can be explained by the gravitational slingshot mechanism. We distinguish between two types of wind focussing to the orbital plane resulting from distinct mechanisms: global flattening of the outflow as a result of the AGB star's orbital motion and the formation of an EDE as a consequence of the companion's gravitational pull. We investigate different morphology classification schemes and uncover that the ratio of the gravitational potential energy density of the companion to the kinetic energy density of the AGB outflow yields a robust classification parameter for the models presented in this paper., 19 pages, 11 figures

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Héritière du néo-catholicisme romantique, la Terre Promise qui apparaît dans l’œuvre et la réflexion de Saint-Pol-Roux, à la fois littéraire, ontologique et eschatologique, annonce, dans une réinterprétation hardie des Écritures, le terme fabuleux de la littérature, de l’écriture et du monde. Le poète, figure de l’homme par excellence, se définit alors comme un être de l’exil et de l’exode, un pèlerin « magnifique » perpétuellement en route vers Chanaan.

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Cosmic rays play a fundamental role in the dynamics of the galaxy. The way it is injected into the interstellar medium and the processes it can impact over is an active research branch of Astrophysics. Although supernova remnants are thought to be the main cosmic ray accelerators there is no actual model for their injection that can efficiently explain their spectral distribution as observed on Earth and that can be validated by observations at high energy. Moreover, the effects of cosmic rays on the turbulent dynamic of the weakly ionized interstellar medium and in particular the galactic star formation rate stay unknown.In this thesis I have developed an injection and transport model for cosmic rays in the energy range 1 GeV to 100 TeV. The particles escape from Ia type supernovae remnants and propagate in the weakly ionized interstellar medium. This process is studied using a new 1D transport code called : CR SPECTRA. Having escaped from the remnant, cosmic rays drive magnetic turbulence at scales corresponding to their gyration radius which contribute to confine the particles close to the accelerator. Molecular clouds in the environment of the source represent preferential targets to probe the cosmic ray content using gamma-ray telescopes.In a second work, I have modeled the interactions of cosmic rays with a weakly ionized, thermally bi-stable interstellar medium using the 3D MHD code RAMSES. Cosmic rays transport properties are intimately linked with those of magnetic turbulence. In particular, I showed that under certain conditions, cosmic rays can prevent dense structures formations and can potentially contribute to reduce the star formation rate in the galaxy.; Le rayonnement cosmique joue un rôle fondamental dans la dynamique de la galaxie. Les processus par lesquels ce rayonnement est injecté dans le milieu interstellaire et la manière dont il impacte son environnement représentent une branche active de la recherche en astrophysique. Bien que les restes de supernovae sont considérées comme les principaux accélérateurs du rayonnement cosmique, il n'existe pas de modèle d'injection qui permette efficacement d'expliquer la distribution spectrale du rayonnement cosmique telle qu'observée depuis la surface de la Terre, ni qui ne puisse être confirmé par les observations du ciel à haute énergie. De plus, les effets du rayonnement cosmique sur la dynamique turbulente du milieu interstellaire faiblement ionisé et en particulier leur impact sur le taux de formation d'étoile de la galaxie sont encore méconnus.Dans cette thèse, j'ai développé un modèle d'injection et de transport du rayonnement cosmique d'énergie 1 GeV à 100 TeV s'échappant des restes de supernovae de type Ia et se propageant dans le milieu interstellaire faiblement ionisé à travers un nouveau code 1D de transport du rayonnement cosmique : CR SPECTRA. En s'échappant du reste, le rayonnement cosmique génère de la turbulence magnétique aux échelles du rayon de gyration des particules qui contribuent à confiner le rayonnement cosmique proche du choc du reste. Les nuages moléculaires dans l'environnement du reste représentent une signature observationnelle de cet effet de confinement.Un second travail a permis de modéliser l'interaction du rayonnement cosmique avec une phase thermiquement bi-stable faiblement ionisée du milieu interstellaire grâce au code 3D MHD RAMSES. Les propriétés de transport du rayonnement cosmique sont intimement liées aux propriétés de la turbulence magnétique dans le milieu. En particulier j'ai montré que sous certaines conditions, le rayonnement cosmique empêche la formation de structures denses et contribue potentiellement à la réduction du taux de formations d'étoiles dans la galaxie.

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The rapid neutron-capture process, or r-process, is known to beof fundamental importance for explaining the origin of approximately half of theA > 60 stable nuclei observed in nature. Recently, special attention has been paidto neutron star (NS) mergers following the confirmation by hydrodynamic simulationsthat a non-negligible amount of matter can be ejected and by nucleosynthesiscalculations combined with the predicted astrophysical event rate that such a sitecan account for the majority of r-material in our Galaxy. We show here that thecombined contribution of both the dynamical (prompt) ejecta, expelled during binaryNS or NS-black hole (BH) mergers, and the neutrino as well as viscously drivenoutflows generated during the post-merger remnant evolution of relic BH-torus systemscan lead to the production of r-process elements from mass number A>90up to actinides. The corresponding abundance distribution is found to reproducethe solar distribution extremely well. It can also account for the elemental distributionsobserved in low-metallicity stars. However, major uncertainties still affectour understanding of the composition of the ejected matter. These concern (i) theβ-interactions of electron (anti)neutrinos with free neutrons and protons, as well astheir inverse reactions, which may affect the neutron-richness of the matter at theearly phase of the ejection, and (ii) the nuclear physics of exotic neutron-rich nuclei,including nuclear structure as well as nuclear interaction properties, which impactthe calculated abundance distribution. Both aspects are discussed in the light ofrecent hydrodynamical simulations of NS mergers and microscopic calculations ofnuclear decay and reaction probabilities., info:eu-repo/semantics/published

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Dans de nombreux problèmes inverses rencontrés en traitement du signal et de l'image, le manque d'information contenue dans les données peut être compensé par la prise en compte d'une contrainte de parcimonie sur la solution recherchée. L'hypothèse de parcimonie suppose que l'objet d'intérêt peut s'exprimer, de manière exacte ou approchée, comme la combinaison linéaire d'un petit nombre d'éléments choisis dans un dictionnaire adapté.Je présenterai différentes contributions apportées dans la construction de modèles parcimonieux. Dans plusieurs contextes applicatifs, nous cherchons à raffiner les représentations classiques reliant les données aux grandeurs d'intérêt à estimer, afin de les rendre plus fidèles à la réalité des processus observés. Cet enrichissement de modèle, s'il permet d'améliorer la qualité des solutions obtenues, s'opère au détriment d'une augmentation de la complexité calculatoire. Nous proposons donc des solutions algorithmiques dédiées, relevant essentiellement de l'optimisation mathématique.Un premier volet envisage la restauration de données d'imagerie hyperspectrale en astronomie, où l'observation de champs profonds depuis le sol s'effectue dans des conditions très dégradées. Le débruitage et la déconvolution sont abordés sous une hypothèse de parcimonie des spectres recherchés dans un dictionnaire de formes élémentaires. Des algorithmes d'optimisation capables de gérer la grande dimension des données sont proposés, reposant essentiellement sur l'optimisation de critères pénalisés par la norme l_1, par une approche de type descente par coordonnée.Une deuxième application concerne la déconvolution parcimonieuse pour le contrôle non destructif par ultrasons. Nous construisons, d'une part, un modèle "à haute résolution", permettant de suréchantillonner la séquence parcimonieuse recherchée par rapport aux données, pour lequel nous adaptons les algorithmes classiques de déconvolution. D'autre part, nous proposons de raffiner le modèle convolutif standard en intégrant des phénomènes de propagation acoustique, débouchant sur un modèle non invariant par translation. Ces travaux sont ensuite étendus à l'imagerie ultrasonore, par la construction de modèles de données adaptés et l'optimisation de critères favorisant la parcimonie.Nous abordons enfin des travaux plus génériques menés sur l'optimisation globale de critères parcimonieux impliquant la "norme" l_0 (le nombre de coefficients non nuls dans la décomposition recherchée). Alors que l'essentiel des travaux en estimation parcimonieuse privilégie des formulations sous-optimales adaptées aux problèmes de grande taille, nous nous intéressons à la recherche de solutions exactes des problèmes l_0 au moyen d'algorithmes branch-and-bound. De tels modèles parcimonieux, s'ils s'avèrent plus coûteux en temps de calcul, peuvent fournir de meilleures solutions et restent de complexité abordable sur des problèmes de taille modérée. Des applications sont proposées pour la déconvolution de signaux monodimensionnels et pour le démélange spectral.La présentation de quelques pistes de recherche à court et moyen terme conclura cet exposé.

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La connaissance approfondie des compagnons d’étoiles de type solaire est la clé de voûte de la compréhension des processus de formation et d’évolution des systèmes planétaires et stellaires. Connaître précisément la nature de ces compagnons - planètes, naines brunes, étoiles binaires - leur nombre, leur distance à l’étoile, leur taille, leur masse, l’excentricité de leur orbite, nous permet d’apporter de fortes contraintes aux modèles théoriques de formation et d’évolution. Deux processus principaux sont à l’oeuvre concernant la formation planétaire : accrétion de coeur et instabilité gravitationnelle. Dans le cadre de cette thèse, nous nous efforçons de mieux comprendre les cas de figures dans lesquels l’un ou l’autre de ces mécanismes intervient. Un autre objectif est d’apporter des contraintes observationnelles sur les conditions dans lesquelles un compagnon se forme comme une étoile, ou comme une planète. Nous utilisons pour cela des données spectrogrpahiques obtenues avec le programme CORALIE. Ce travail a également permis de détecter et caractériser 10 nouvelles planètes géantes.

The goal in this thesis is to develop new blind source separation (BSS) methods for hyperspectral images in astrophysics and Earth observation areas. BSS aims to estimate source signals using observed data called mixtures. The data are acquired with hyperspectral sensors. This type of sensor is more common nowadays because of technology progress and the need of more precise data. Hyperspectral sensor allows to acquire data, i.e. spectra signals, spread on several dozen or even several hundreds of wavelengths. The data amount is very important and it is a new challenge for BSS methods. For the astrophysics application, we worked on the EUCLID mission whose launch is planned for 2022. The purpose of this mission is to get a better understanding of dark energy and how it is responsible for the acceleration of the universe expansion. To this end, slitless spectroscopy will be used to map the sky, and more precisely to observe galaxies and their spectra. The instruments used in this kind of spectroscopy are based on grisms, which yield spectra mixtures. In our work, we used the satellite spectrophotometer NISP specificities, especially the grism particularities, to create two separation methods adapted for EUCLID mission. The information redundancy due to the data acquirement in several directions of grisms allows us to create a novel data fusion algorithm, and an efficient separation method adapted to observed galaxy spectra. We have also created a separation method to estimate more precisely the galaxy spectra using the optical specificities of the grism, which is only adapted to very bright objects. Regarding the Earth observation field, our work was motivated by the lack of BSS methods in "complex" cases like non linear mixtures, especially in the case of bilinear mixtures that are common in urban scenes. Usual properties, like sparsity and statistical independence, used in state-of-the-art BSS methods are not suited for this type of scenes. So, we used new stratagem to separate the sources efficiently. Indeed, we developed a new approach relying on the type of mixing model, i.e. bilinear model, and on these specificities instead of on source or data properties. Unlike a lot of approaches in the literature, this method doesn't require many assumptions on the sources: only linear independence of the sources and some of their products is required.; Le but de cette thèse est de développer des méthodes de séparation aveugle de sources (SAS) en imagerie hyperspectrale applicables dans les domaines de l'astrophysique et de l'observation de la Terre. La SAS a pour objectif d'estimer des signaux sources à partir de données acquises avec des capteurs, appelées mélanges. De nos jours, le développement technologique des capteurs utilisés dans les domaines étudiés et le besoin de données de plus en plus précises, ont démocratisé l'utilisation de capteurs hyperspectraux. Ces capteurs fournissent des observations, c'est-à-dire des spectres, sur plusieurs dizaines voire plusieurs centaines de longueurs d'onde, conduisant à un volume de données à traiter très important, et donc à de nouveaux challenges dans le domaine de la SAS. Pour l'application en astrophysique, nous avons travaillé sur la mission EUCLID dont le lancement du satellite est prévu en 2022. Cette mission a pour but de mieux comprendre la nature de l'énergie noire, et en quoi cette énergie est responsable de l'accélération de l'expansion de l'univers. Pour cela, la spectroscopie sans fente va être utilisée pour cartographier le ciel, plus précisément pour observer les galaxies et leurs spectres. Or, les instruments utilisés dans ce type de spectroscopie, appelés grismes, induisent un mélange des spectres observés. Dans nos travaux, nous exploitons les spécificités du spectro-photomètre NISP dont le satellite sera équipé, et notamment des grismes, pour créer deux méthodes de séparation adaptées à EUCLID. La redondance d'informations due à l'acquisition de données dans plusieurs directions de dispersion du grisme a permis de créer un algorithme de fusion de données original et de développer une méthode de séparation efficace applicable à tous les spectres observables. Les spécificités optiques du grisme nous ont, quant à elles, permis de créer une autre méthode de séparation donnant une estimation des spectres plus précise, et applicable aux objets très lumineux. En ce qui concerne l'observation de la Terre, nos travaux ont été motivés par le besoin de développer des méthodes de SAS adaptées à des cas dits "complexes" tels que le cas de mélanges non linéaires, et particulièrement des mélanges bilinéaires, qui sont usuels dans le cas de scènes urbaines notamment. Les propriétés habituellement exploitées dans les méthodes de SAS de la littérature telles que la parcimonie ou l'indépendance statistique n'étant pas adaptées à ce genre de scènes, nous avons utilisé de nouveaux stratagèmes pour pouvoir séparer efficacement les sources. En effet, nous avons développé une approche reposant plus sur le type de modèle de mélange, i.e. le mélange bilinéaire, et ces particularités plutôt que sur les propriétés des sources ou des données. Cette méthode a pour principal avantage de ne nécessiter que très peu d'a priori sur les sources contrairement aux approches de la littérature, et demande seulement l'indépendance linéaire des sources et certains de leurs produits.

The objective of this thesis is to investigate the generation of astrophysical magnetic fields via the dynamo effect. The impact of a global rotation and an average magnetic field imposed simultaneously, suitable configuration especially for planetary and stellar interiors, is the main issue of this study. Particular attention is paid to the temporal dynamics of the system, as well as to the topology of the generated field. In order to obtain an overview of the phenomenon, several numerical approaches were used, from the cubic model (TURBO code) focused on the study of local phenomena to the spherical model (PaRoDy code) allowing a more direct comparison with observations. These two types of geometry complement each other : the less constraining local approach makes it possible to observe precisely the consequences of a parameter, while the global approach is subject to more realistic constraints, such as thermal convection. The local model revealed an inverse cascade of hybrid helicity, the second invariant of the doubly anisotropic MHD, whose intensity depends on several parameters. The latter is more important when the polarization favored by the forcing corresponds to magnetostrophic waves (right polarization). Also, the tilt angle between the magnetic field and the rotation axes plays a major role, especially when θ≻35°, the value for which the process causing the cascade changes and weakens it. Finally, increasing the number of magnetic Prandtl (Pm) leads to a faster and more important transfer of magnetic energy to large scales. The global study also shows the key role of Pm in large-scale field generation. Indeed, the new values explored show that strong dipole fields can be maintained in more turbulent regimes. This specific behaviour corresponds to dynamos for which the Lorentz force is not negligible at large scales. The relative importance of inertia compared to magnetic forces is decisive in the topology of the observed field. Thus, the transition from a dipolar regime to a multipolar regime is delayed by the Lorentz force, the essential component of force balances in astrophysics. These results could be applied to various systems, including the geomagnetic field during reversals.; L'objectif de cette thèse est d'étudier la génération des champs magnétiques astrophysiques via l'effet dynamo. L’impact d’une rotation globale et d’un champ magnétique moyen imposés simultanément , configuration appropriée notamment aux intérieurs planétaires et stellaires, est au cœur de cette étude. Une attention particulière est portée à la dynamique temporelle du système, ainsi qu’à la topologie du champ généré. Dans le but d’obtenir une vision d’ensemble, plusieurs approches numériques ont été utilisées, du modèle cubique (code TURBO) focalisé sur l’étude de phénomènes locaux jusqu’au modèle sphérique (code PaRoDy) permettant une comparaison plus directe avec les observations. Ces deux types de géométrie se complètent dans la mesure où l’approche locale, moins contraignante, permet d’observer précisément les conséquences d’un paramètre tandis que l’approche globale est soumise à des contraintes plus réalistes, telles que la convection thermique. Le modèle local a révélé une cascade inverse d’hélicité hybride, second invariant de la MHD doublement anisotrope, dont l’intensité dépend de plusieurs paramètres. Celle-ci est plus importante lorsque la polarisation favorisée par le forçage correspond aux ondes magnétostrophiques (polarisation droite). Également, l’angle d’inclinaison entre les axes du champ magnétique et de la rotation joue un rôle prépondérant, en particulier lorsque θ≻35°, valeur pour laquelle le processus à l’origine de la cascade change et l’affaiblit. Enfin, augmenter le nombre de Prandtl magnétique (Pm) mène à un transfert de l’énergie magnétique vers les grandes échelles plus rapide et plus important . L’étude globale montre également le rôle clé de Pm dans la génération du champ à grande échelle. En effet, les nouvelles valeurs explorées montrent que de forts champs dipolaires peuvent être maintenus dans des régimes plus turbulents. Ce comportement spécifique correspond aux dynamos pour lesquelles la force de Lorentz est non négligeable à grande échelle. L’importance relative de l’inertie face aux forces magnétique est décisive dans la topologie du champ observé. Ainsi, la transition d’un régime dipolaire vers un régime multipolaire est retardée par la force de Lorentz, composante essentielle des équilibres de forces en astrophysique. Ces résultats pourrait s’appliquer à divers systèmes, notamment au champ géomagnétique pendant les renversements.

The objective of this thesis is to investigate the generation of astrophysical magnetic fields via the dynamo effect. The impact of a global rotation and an average magnetic field imposed simultaneously, suitable configuration especially for planetary and stellar interiors, is the main issue of this study. Particular attention is paid to the temporal dynamics of the system, as well as to the topology of the generated field. In order to obtain an overview of the phenomenon, several numerical approaches were used, from the cubic model (TURBO code) focused on the study of local phenomena to the spherical model (PaRoDy code) allowing a more direct comparison with observations. These two types of geometry complement each other : the less constraining local approach makes it possible to observe precisely the consequences of a parameter, while the global approach is subject to more realistic constraints, such as thermal convection. The local model revealed an inverse cascade of hybrid helicity, the second invariant of the doubly anisotropic MHD, whose intensity depends on several parameters. The latter is more important when the polarization favored by the forcing corresponds to magnetostrophic waves (right polarization). Also, the tilt angle between the magnetic field and the rotation axes plays a major role, especially when θ≻35°, the value for which the process causing the cascade changes and weakens it. Finally, increasing the number of magnetic Prandtl (Pm) leads to a faster and more important transfer of magnetic energy to large scales. The global study also shows the key role of Pm in large-scale field generation. Indeed, the new values explored show that strong dipole fields can be maintained in more turbulent regimes. This specific behaviour corresponds to dynamos for which the Lorentz force is not negligible at large scales. The relative importance of inertia compared to magnetic forces is decisive in the topology of the observed field. Thus, the transition from a dipolar regime to a multipolar regime is delayed by the Lorentz force, the essential component of force balances in astrophysics. These results could be applied to various systems, including the geomagnetic field during reversals.; L'objectif de cette thèse est d'étudier la génération des champs magnétiques astrophysiques via l'effet dynamo. L’impact d’une rotation globale et d’un champ magnétique moyen imposés simultanément , configuration appropriée notamment aux intérieurs planétaires et stellaires, est au cœur de cette étude. Une attention particulière est portée à la dynamique temporelle du système, ainsi qu’à la topologie du champ généré. Dans le but d’obtenir une vision d’ensemble, plusieurs approches numériques ont été utilisées, du modèle cubique (code TURBO) focalisé sur l’étude de phénomènes locaux jusqu’au modèle sphérique (code PaRoDy) permettant une comparaison plus directe avec les observations. Ces deux types de géométrie se complètent dans la mesure où l’approche locale, moins contraignante, permet d’observer précisément les conséquences d’un paramètre tandis que l’approche globale est soumise à des contraintes plus réalistes, telles que la convection thermique. Le modèle local a révélé une cascade inverse d’hélicité hybride, second invariant de la MHD doublement anisotrope, dont l’intensité dépend de plusieurs paramètres. Celle-ci est plus importante lorsque la polarisation favorisée par le forçage correspond aux ondes magnétostrophiques (polarisation droite). Également, l’angle d’inclinaison entre les axes du champ magnétique et de la rotation joue un rôle prépondérant, en particulier lorsque θ≻35°, valeur pour laquelle le processus à l’origine de la cascade change et l’affaiblit. Enfin, augmenter le nombre de Prandtl magnétique (Pm) mène à un transfert de l’énergie magnétique vers les grandes échelles plus rapide et plus important . L’étude globale montre également le rôle clé de Pm dans la génération du champ à grande échelle. En effet, les nouvelles valeurs explorées montrent que de forts champs dipolaires peuvent être maintenus dans des régimes plus turbulents. Ce comportement spécifique correspond aux dynamos pour lesquelles la force de Lorentz est non négligeable à grande échelle. L’importance relative de l’inertie face aux forces magnétique est décisive dans la topologie du champ observé. Ainsi, la transition d’un régime dipolaire vers un régime multipolaire est retardée par la force de Lorentz, composante essentielle des équilibres de forces en astrophysique. Ces résultats pourrait s’appliquer à divers systèmes, notamment au champ géomagnétique pendant les renversements.

The development of lasers for several decades now allows to concentrate a macroscopic quantity of energy (around ;1 kJ) in a small volume (a few mm3) and over a short duration (around 1 ns). This defines the High Energy Densities (HED) regime, that can be found in planet's core or inside stellar systems. Laboratory Astrophysics is the frame of this thesis, which consists of performing experiments in the laboratory with high-energy lasers. Coupled with scaling laws, experiments results can be used to model dedicated astrophysical phenomena. The experimental parameters that are measured can be extended to the reproduced astrophysical system. During this thesis, we focused on a specific type of phenomenon: radiative shocks. These are present for example during supernova explosions, around molecular clouds, or in accretion disks.We first study the experimental aspect of the radiative shock generated by high energy lasers, especially at the GEKKO laser facility in Osaka (Japan). In particular, we determine the criteria that must be considered to qualify a shock as a "radiative" shock, then we study the experimental constraints that make it possible to generate it, which requires an important work of numerical simulation.Afterwards, we expose different aspects of the interaction between a radiative shock and a solid obstacle, reproducing the ablation of a molecular cloud by massive stars in its neighbouhood. We present theoretical, numerical and experimental aspects.Another effect that has been found experimentally, then explained analytically and numerically, is the deceleration of a shock when radiative effects are significant. This leads to instabilities developments, like in SN1987A supernova circumstellar medium. The model developed gives a possible explanation on the evolution of hotspots observed in the circumstellar medium.Finally, in order to study these effects experimentally for a shock with higher radiative effects, we present in this thesis the design of a Laser MegaJoule (LMJ) experiment that will take place in 2020.Many perspectives are given at the end of the manuscript, giving some experimental development but also theoretical improvements concerning the classification of radiative shocks., Le développement des lasers depuis plusieurs décennies permet aujourd’hui de concentrer une quantité macroscopique d’énergie (environ 1 kJ) dans un petit espace (quelques mm3) et sur une courte durée (environ 1 ns). Cela permet d’atteindre le régime des Hautes Densités d’Énergie (HDE), que l’on retrouve au cœur des planètes ou dans les étoiles. Cette thèse s’inscrit dans le cadre de l’Astrophysique de Laboratoire, qui consiste à réaliser en laboratoire des expériences avec des lasers de puissance. Le couplage à des lois d’échelle permet alors de modéliser des phénomènes astrophysiques précis. Les paramètres expérimentaux qui sont mesurés peuvent alors s’étendre, dans une certaine mesure, jusqu’au système astrophysique reproduit.Lors de cette thèse, nous nous sommes concentrés sur un type de phénomène précis : les chocs radiatifs. Ceux-ci sont présents par exemple lors des explosions de supernovae, à proximité des nuages moléculaires, ou dans les disques d’accrétion.Nous étudions d’abord l’aspect expérimental du choc radiatif généré par des lasers de puissance, notamment sur le laser GEKKO à Osaka (Japon). En particulier, nous déterminons les critères que l’on doit considérer pour qualifier un choc de « radiatif », puis nous étudions les contraintes expérimentales qui permettent de le générer, ce qui nécessite un important travail de simulation numérique.Ensuite, nous exposons différents aspects de l’interaction entre un choc radiatif et un obstacle solide, reproduisant l’ablation d’un nuage moléculaire par des étoiles avoisinantes. Nous en présentons les aspects théoriques, numériques et expérimentaux.Un autre effet qui a été constaté expérimentalement, puis expliqué analytiquement et numériquement, est la décélération du choc lorsque celui-ci possède d’importants effets radiatifs. Cela mène à des développements d’instabilités, comme on peut le voir autour de la supernova SN1987A. Le modèle développé donne une explication possible sur l’évolution de points chauds dans les anneaux qui l'entourent.Enfin, dans le but d’étudier expérimentalement ces effets pour un choc encore plus rayonnant, nous présentons dans cette thèse le dimensionnement d’une expérience qui aura lieu sur le Laser MegaJoule (LMJ) dans le courant de l’année 2020.De nombreuses perspectives sont mentionnées à la fin du manuscrit, donnant des pistes d’améliorations expérimentales mais également théoriques concernant la classification des chocs radiatifs.

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At the end of a massive (typically more than 5 to 6 solar masses) star life, the star becomes a supernova. After the explosion, the strong shock begins to propagate with the ejecta of the star in the circumstellar medium and later in the interstellar medium (ISM). This object is called a supernova remnant (SNR). During its expansion, the SNR accumulates matter behind the shock front to form a shell. Theory describes three stages of the SNR. The first stage corresponds to a ballistic expansion with a radius R of the SNR proportional to its age t. In the second stage, called the Sedov-Taylor (ST) regime, the evolution is adiabatic (energy conservation) and R increases like R(t) ∝ t^2⁄5 . In this PhD thesis, we present an analytical and numerical modeling of the SNR evolution in its third stage (radiative late stage) where the energy is not anymore conserved. The remnant loses its energy by radiative emission processes or by ionisation of the ISM. In this last stage, the radius is given by R(t) ∝ t^n where the exponant n satisfies 1/4 < n < 2/5. First, we study the structure of the shock which ionizes the ISM and show that the compression ratio can become high (of the order of 40 compared to 4 for a adiabatic shock in a monoatomic gas). Indeed, a portion of the shock energy is used to ionize the gas and is no longer available to heat the postshock medium, so the gas will be compressed. Then, we apply this property to the modeling of a SNR in late stage and show that the SNR shell can become dense and thin. In a second part, we perform the self-similar analysis of a SNR where energy losses are described by a spatially uniform cooling function. This study demonstrates that there are two types of hydrodynamic solutions : ST-type solutions which are smooth up to the center of the remnant and shell-type solutions where the shell is bounded by a contact discontinuity that separates it from the hot and rarefied interior (bubble) of the SNR. Also, we show that the shell becomes dense and thin when the energy loss is strong enough. Finally, we complete the study of the transition to the radiative stage of the SNR for more realistic radiative losses using the numerical simulation. We show that although the formation process of the thin and dense shell is complex (catastrophic cooling of Falle and secondary shocks), the evolution of SNR in the radiative stage shares common properties for a wide variety of cooling functions. In particular, we show that in almost every cases the SNR radius follows the law R(t) ∝ t^n where n is close to 2/7. This behavior is constistent with theory, because this value has been found previously by other autors and we highlight it also in our self-similar analysis.; Lorsqu’une étoile massive arrive à la fin de sa vie, elle devient une supernova. Après l’explosion, un choc fort commence à se propager avec les éjectas de l’étoile dans le milieu circumstellaire puis dans le milieu interstellaire (MIS). Cet objet est appelé un reste de supernova (RSN). Lors de son expansion, le RSN accumule de la matière derrière le front du chocet une coquille se forme. La théorie décrit trois phases d’expansion du RSN. La première phase correspond à la phase d’expansion balistique avec un rayon R du RSN proportionnel à son âge t. Dans la seconde phase, appelée la phase de Sedov-Taylor (ST), l’évolution est adiabatique (l’énergie totale du RSN est conservée) et R croit comme R(t) ∝ t^2/5 . Dans ce travail de thèse, nous présentons une modélisation analytique et numérique de l'évolution du RSN dans la 3ème phase (phase radiative tardive) où l’énergie du RSN n’est plus conservée. Le reste peut alors perdre son énergie par des processus d'émission de rayonnement ou par ionisation du MIS. Dans cette dernière phase, le rayon est donné par R(t) ∝t^n où l’exposant n satisfait 1/4 < n < 2⁄5. Dans une première partie, nous étudions la structure d'un choc qui ionise le MIS et on montre que le taux de compression du choc peut devenir très élevé (de l'ordre de 40 au lieu de 4 pour un choc adiabatique dans un milieu monoatomique). En effet une partie de l'énergie du choc sert à ioniser le gaz et n'est plus disponible pour chauffer le milieu choqué, ce qui a pour effet de le comprimer. Ensuite, nous appliquons cette propriété pour modéliser le RSN en phase tardive et montrer que la coquille du RSN peut devenir dense et mince. Dans une deuxième partie nous effectuons l'étude analytique auto-semblable d'un RSN qui perd son énergie en volume de manière homogène par des processus radiatifs. Cette analyse démontre qu'il existe deux types de solutions hydrodynamiques. Des solutions de type ST régulières jusqu'au centre du reste et des solutions de type coquilles où la coquille est bornée par une discontinuité de contact interne qui la sépare de la partie interne chaude et raréfiée (bulle) du RSN. On montre également que la coquille du RSN devient dense et mince pour des pertes suffisamment élevées. Enfin nous complétons l'étude de la transition en phase radiative du RSN pour des pertes radiatives plus réalistes en utilisant la simulation numérique. On montre que bien que le processus de formation de la coquille fine et dense soit complexe (refroidissement catastrophique de Falle et formation de chocs secondaires), l'évolution du RSN en phase tardive conserve des propriétés communes à un grand nombre de refroidissements. En particulier, on montre que presque dans tout les cas on a R(t) ∝ t^n avec n proche de 2/7. Ce comportement est en accord avec la théorie, car cette valeur a déjà été trouvée antérieurement par d'autres auteurs et nous la mettons aussi en évidence dans notre approche auto-semblable.

Slitless spectroscopy has long been considered as a complicated and confused technique because of its self- and cross-confusion effets. However, since the era of the Hubble Space Telescope (HST) instruments which offer a low background and fine spatial resolution, slitless spectroscopy has become an adopted cosmological survey tool to study galaxy evolution from space. Within this context, we investigate its application to single object studies. In recent surveys, the spectra analysis is usually done using backward extraction which mixes spatial and spectral properties and therefore does not take into account self-confusion effect. The goals of this PhD is firstly to include this effect which degrades the effective spectral resolution (which depends on the extent of the source), in order to make the redshift and other integrated spectral features measure- ments more accurate. We also explore the feasibility to measure spatially resolved quantities such as galaxy kinematics. We build a complete forward model to be quantitatively compared to actual slitless observations. The model is tested on selected observations from 3D-HST and GLASS surveys, to estimate redshift and kinematic parameters (modeling the galaxy rotation curve) on several galaxies mea- sured with one or more roll angles. Our forward approach allows to mitigate self-confusion effect, and therefore to increase the precision of redshift measurements. In a sub-sample of well-resolved spiral galaxies from HST surveys, it is possible to significantly constrain galaxy rotation curve pa- rameters. We also study the systematics effects induced by the hypothesis of our model by building slitless simulations with the data of the integral field spectrograph survey MaNGA. These simu- lations suggest that the precise measurement of the kinematics parameters is difficult for most of the current slitless observations. Nethertheless, they point out that this forward model contrains significantly well the redshift. Finally, this work is promising for future large slitless spectroscopic surveys such as Euclid; La spectroscopie sans fente a longtemps été considérée comme une technique compliquée de part ses effets d’auto- et d’inter-contamination. Toutefois, depuis l’ère des instruments du Télescope Spatial Hubble qui offrent un bruit de fond faible et une bonne résolution spatiale, la spectroscopie sans fente est devenue un outil largement utilisé pour les sondages spatiaux astrophysiques et cosmologiques. Dans ce contexte, nous nous sommes intéresser à l’application de cette technique pour l’étude individuelle d’objets. Dans les sondages actuels, l’analyse de ces spectres s’effectue généralement à partir de méthodes inverses qui ne tiennent pas compte de l’effet d’auto-contamination et mé- langent donc les propriétés morphologiques et spectrales de la galaxie. Les objectifs de cette thèse sont tout d’abord de prendre en compte cet effet de contamination qui dégrade la résolution spec- trale effective en fonction de l’extension spatiale de la source, afin de mesurer plus précisément le redshift et autres propriétés spectrales intégrées. Nous explorons aussi la faisabilité de la mesure de quantitées spatialement résolues telle que la cinématique interne des galaxies. Nous construisons alors un modèle complet qui peut être quantitativement comparé aux observations actuelles dans une approche forward. Ce modèle est par la suite testé sur des données sélectionnées des relevés GLASS et 3D-HST, afin de contraindre en particulier le redshift et les paramètres cinématiques modélisant la courbe de rotation de la galaxie. Notre approche forward permet d’atténuer l’effet d’auto-contamination et donc d’améliorer la précision sur la mesure du redshift. Dans un sous-échantillon de galaxies spirales isolées et résolues, il est alors possible de contrainte assez significativement les paramètres cinématiques. Nous étudions également les systématiques liées aux hypothèses de notre modèle grâce à des simulations avec les données du relevé de spectroscopie à champ intégral MaNGA, qui tendent à montrer que la mesure de ces paramètres reste assez difficile pour la plupart des données récentes de spectroscopie sans fente. Néanmoins, ces simulations indiquent que le modèle forward contraint relativement bien le redshift. Enfin, ces travaux montrent des applications prometteuses pour les futures grands relevés spectroscopiques tel que Euclid

Accreting binary systems are stellar couples in which a compact object (white dwarf, neutron star, black hole) feeds on a regular star. This accretion phase in the life of a binary shows characteristic high-energy emission, and can cause the formation of relativistic jets as well as a transient behavior which goes from violent outbursts to quiescent periods. These objects contribute significantly to the X-ray and gamma radiation in the universe, and since 2015 we know they are the progenitors of spectacular collisions between compact objects, which at the end of their lives radiate gravitationnal waves. Because more than half of the stars in our Galaxy spend at least a part of their lives within a binary, studying these systems is key to better understand stellar evolution in general. This thesis starts from an intial questioning about the origin of binary systems, of their diversity and the different evolutionnary paths they take, as well as the intricacy of their local environment. The tools we use to adress these topics are mainly observation-oriented. In particular, we will try to make full use of the multi-wavelength properties of binaries in the studies we present. The first part is a general introduction which covers the basics of stellar evolution, the processes taking place within binary systems, and also introduces practical aspects about observations such as the messengers and the observables that are associated. The second part is about a project of census concerning accreting binaries. We correlate previous catalogues with the Centre de Données Astronomiques de Starsbourg to update some of the information about the binaries, and also try to find counterparts of high-mass X-ray binaries (HMXB) among the detections of the Gaia satellite. This census will be used in a project studying the natal kick of HMXBs and will also be the starting point to look for progenitors of compact binaries which will be detected by the gravitationnal satellite LISA. The third part aims to actively participate in the census of X-ray binaries by determining the nature of unidentified INTEGRAL sources (IGR). We present the analysis of spectrophotometric data in near-infrared acquired with VLT/ISAAC on 14 IGR sources. Among them, we identified 9 new accreting binaries and 5 active galactic nuclei. The fourth part focuses on a particular system. IGR J16318-4848 is an obscured supergiant B[e] high-mass X-ray binary, and posesses a complex environment which we aim to characterize. We report on spectroscopic acquisitions with VLT/X-Shooter which allow us to probe the dynamics of the stellar wind from the supergiant star, the orbital motion of the dusty circumbinary disk as well as its own metal-rich wind. By modeling the broadband spectral energy distribution down to the far-infrared (Spitzer, Herschel), we determine the temperature of the emitting media as well as their absolute scales. The fifth part is a study on a transient source, the microquasar Swift J1745-26, made of a low-mass star orbiting a black hole. It was detected in X-rays down to radio waves late 2012 during outburst, and was observed again five months later during its decay. We use photometric data from VLT/FORS2, ISAAC in optical and near-infrared as well as soft and hard X-ray measurements (Swift/BAT, XRT) in order to compare the broadband spectral energy distributions at these two epochs. The variations in luminosity can be especially explained by a change in the internal radius of an accretion disk around the black hole. We conclude this manuscript by doing a summary of the results we brought on these topics, and also do a short review of the future prospects in the field of accreting binaries.; Les systèmes binaires accrétants sont des couples stellaires composés d'un objet compact (naine blanche, étoile à neutrons, trou noir) et d'une étoile qui s'échangent de la matière. Cette phase d'accrétion est caractérisée par l'émission de rayonnements énergétiques, et peut induire l'accélération de matière à des vitesses relativistes dans des jets, ainsi qu'une variabilité qui oscille entre sursauts et périodes de quiescence. Ces objets sont des contributeurs majeurs au rayonnement X et gamma dans l'univers, et on sait depuis 2015 qu'ils sont aussi les progéniteurs de collisions entre deux objets compacts, donnant naissance à une émission d'ondes gravitationnelles. Parce que plus de la moitié des étoiles de notre galaxie passent au moins une partie de leur vie en couple, l'étude des systèmes binaires est une des clés qui permettront de mieux comprendre l'évolution stellaire en général. On propose dans cette thèse de partir sur un questionnement général sur l'origine des systèmes binaires, leur diversité et des différents chemins évolutifs qu'ils empruntent, ainsi que sur la complexité de leur environnement local. Nos outils pour traiter ces thématiques seront principalement observationnels ; on tentera notamment d'exploiter les propriétés multi-longueur d'onde des binaires accrétantes. La première partie est une introduction qui permet d'apporter quelques bases sur l'évolution stellaire, les processus caractéristiques des systèmes binaires, et qui présente quelques aspects observationnels pratiques en rappelant les messagers et les observables qu'on peut en extraire. La 2ème partie traite d'un projet inital de recensement des binaires accrétantes connues. On corrèle des catalogues antérieurs avec le Centre de Données Astronomiques de Strasbourg pour mettre à jour certaines informations, et on tente de trouver les contreparties de binaires X de grande masse (HMXB) parmis les détections du satellite Gaia. Cette ébauche de catalogue servira dans un projet d'étude du kick natal des HMXBs et constituera une base pour y chercher les progéniteurs de couples compacts détectables par le satellite gravitationnel LISA. La 3ème partie vise à participer activement au recensement de binaires X en déterminant la nature de sources INTEGRAL (IGR). On présente une analyse de données spectrophotométriques en infrarouge proche acquises avec l'instrument VLT/ISAAC sur 14 sources IGR. Parmis celles-ci, on identifie 9 nouvelles binaires accrétantes et 5 noyaux actifs de galaxie. La 4ème partie se focalise sur un système, IGR J16318-4848, qui est une binaire supergéante obscurcie de type B[e], et qui présente un environnement complexe dont on cherche à déterminer la structure. On rend compte d'acquisitions spectroscopiques VLT/X-Shooter qui nous permettent de sonder la dynamique du vent stellaire de l'étoile supergéante, le mouvement orbital d'un disque circumbinaire de poussières ainsi que celle de sont propre vent riche en éléments lourds. En modélisant la distribution spectral d'énergie large bande jusqu'aux infrarouges lointains (Spitzer, Herschel), on détermine notamment les températures des millieux émetteurs ainsi que leur dimensions absolues. La 5ème partie porte sur l'étude d'une source transitoire, Swift J1745-26, composée d'un trou noir et d'une étoile de faible masse. Observée des X à la radio après être entrée en sursaut fin 2012, elle est détectée cinq mois plus tard pendant une phase de décroissance. Nous utilisons des données photométriques VLT/FORS2, ISAAC de l'optique à l'infrarouge ainsi que des mesures en X (Swift/BAT, XRT) afin de comparer les distributions spectrales d'énergie à deux époques différentes. On peut notamment expliquer les variations de luminosité par un changement du rayon interne du disque d'accrétion, qui s'organise autour du trou noir central. On termine ce manuscrit par un résumé des résulats obtenus ainsi qu'un bref aperçu des perspectives d'avenir dans le domaine des binaires accrétantes.

International audience; The Dyson sphere is a megastructure built around a star to harness its light and transform it into a source of energy. Although the existence of this megastructure has yet never been proven, it has been considered as possible explanation for the anomaly constituted by the observations of a distant star: KIC8462852. The Dyson sphere is a concept created by the scientist Freeman Dyson, after reading the science fiction novel Star Maker by Olaf Stapledon. While following the scientific legitimation process of this object and analyzing the discussions that it spurred, this article aims at describing different modes of interferences between science and science fiction: inspiration, reference, and reversal of roles between one another.; La sphère de Dyson est une mégastructure bâtie autour d’une étoile, qui en capte la lumière et la transforme en énergie. Bien que cette mégastructure n’ait jamais été observée et reste imaginaire, elle a été considérée comme une piste de recherche possible pour rendre compte des données collectées sur une étoile lointaine : KIC8462852. La sphère de Dyson, avant d’être une hypothèse de recherche, est une idée née de la lecture qu’un scientifique, Freeman Dyson, a faite d’un roman de science-fiction, Le Créateur d’étoiles d’Olaf Stapledon. En suivant le parcours de légitimation scientifique de cet objet et en analysant les discussions qu’il suscite, on relève différents types d’interférences entre la science et la science-fiction : l’inspiration, la référence et l’inversion des rôles entre l’une et l’autre.

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International audience; La sphère de Dyson – jamais observée à ce jour – se présente comme une « mégastructure » bâtie autour d’une étoile pour en capter la lumière et la transformer en source d’énergie quasiment infinie. Elle pourrait ainsi répondre aux demandes énergétiques croissantes de nos sociétés industrielles, sans pour autant menacer la biosphère terrestre. Si la paternité de ce concept a été attribuée au mathématicien américain Freeman Dyson, il est inspiré de sa lecture du roman d’Olaf Stapledon, Star Maker. Évoquée aussi bien dans des articles d’astrophysique que dans des romans de science-fiction, la sphère de Dyson est l’un de ces objets qui nous forcent à penser au-delà d’un simple dualisme entre science et fiction.Bien que, de coutume, l’on trace une frontière étanche entre l’écriture scientifique d’un côté et l’écriture fictionnelle de l’autre, de nombreux travaux ont montré qu’il n’est pas toujours possible de les distinguer. Si l’écriture fictionnelle est productrice de certaines formes de connaissance, la science, de son côté, comporte en elle-même une part de fiction. Reconnaître qu’il y ait une dose nécessaire, irréductible, d’imagination, de fiction dans l’activité scientifique n’est pas un geste motivé par la volonté de relativiser les vérités scientifiques, ni par celle d’occulter toute différence entre les deux formes d’écriture dont il est question. Il s’agit, plus simplement, de chercher à suivre le plus strictement possible ce que c’est que de faire œuvre de science…

Slitless spectroscopy has long been considered as a complicated and confused technique because of its self- and cross-confusion effets. However, since the era of the Hubble Space Telescope (HST) instruments which offer a low background and fine spatial resolution, slitless spectroscopy has become an adopted cosmological survey tool to study galaxy evolution from space. Within this context, we investigate its application to single object studies. In recent surveys, the spectra analysis is usually done using backward extraction which mixes spatial and spectral properties and therefore does not take into account self-confusion effect. The goals of this PhD is firstly to include this effect which degrades the effective spectral resolution (which depends on the extent of the source), in order to make the redshift and other integrated spectral features measure- ments more accurate. We also explore the feasibility to measure spatially resolved quantities such as galaxy kinematics. We build a complete forward model to be quantitatively compared to actual slitless observations. The model is tested on selected observations from 3D-HST and GLASS surveys, to estimate redshift and kinematic parameters (modeling the galaxy rotation curve) on several galaxies mea- sured with one or more roll angles. Our forward approach allows to mitigate self-confusion effect, and therefore to increase the precision of redshift measurements. In a sub-sample of well-resolved spiral galaxies from HST surveys, it is possible to significantly constrain galaxy rotation curve pa- rameters. We also study the systematics effects induced by the hypothesis of our model by building slitless simulations with the data of the integral field spectrograph survey MaNGA. These simu- lations suggest that the precise measurement of the kinematics parameters is difficult for most of the current slitless observations. Nethertheless, they point out that this forward model contrains significantly well the redshift. Finally, this work is promising for future large slitless spectroscopic surveys such as Euclid, La spectroscopie sans fente a longtemps été considérée comme une technique compliquée de part ses effets d’auto- et d’inter-contamination. Toutefois, depuis l’ère des instruments du Télescope Spatial Hubble qui offrent un bruit de fond faible et une bonne résolution spatiale, la spectroscopie sans fente est devenue un outil largement utilisé pour les sondages spatiaux astrophysiques et cosmologiques. Dans ce contexte, nous nous sommes intéresser à l’application de cette technique pour l’étude individuelle d’objets. Dans les sondages actuels, l’analyse de ces spectres s’effectue généralement à partir de méthodes inverses qui ne tiennent pas compte de l’effet d’auto-contamination et mé- langent donc les propriétés morphologiques et spectrales de la galaxie. Les objectifs de cette thèse sont tout d’abord de prendre en compte cet effet de contamination qui dégrade la résolution spec- trale effective en fonction de l’extension spatiale de la source, afin de mesurer plus précisément le redshift et autres propriétés spectrales intégrées. Nous explorons aussi la faisabilité de la mesure de quantitées spatialement résolues telle que la cinématique interne des galaxies. Nous construisons alors un modèle complet qui peut être quantitativement comparé aux observations actuelles dans une approche forward. Ce modèle est par la suite testé sur des données sélectionnées des relevés GLASS et 3D-HST, afin de contraindre en particulier le redshift et les paramètres cinématiques modélisant la courbe de rotation de la galaxie. Notre approche forward permet d’atténuer l’effet d’auto-contamination et donc d’améliorer la précision sur la mesure du redshift. Dans un sous-échantillon de galaxies spirales isolées et résolues, il est alors possible de contrainte assez significativement les paramètres cinématiques. Nous étudions également les systématiques liées aux hypothèses de notre modèle grâce à des simulations avec les données du relevé de spectroscopie à champ intégral MaNGA, qui tendent à montrer que la mesure de ces paramètres reste assez difficile pour la plupart des données récentes de spectroscopie sans fente. Néanmoins, ces simulations indiquent que le modèle forward contraint relativement bien le redshift. Enfin, ces travaux montrent des applications prometteuses pour les futures grands relevés spectroscopiques tel que Euclid

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At the end of a massive (typically more than 5 to 6 solar masses) star life, the star becomes a supernova. After the explosion, the strong shock begins to propagate with the ejecta of the star in the circumstellar medium and later in the interstellar medium (ISM). This object is called a supernova remnant (SNR). During its expansion, the SNR accumulates matter behind the shock front to form a shell. Theory describes three stages of the SNR. The first stage corresponds to a ballistic expansion with a radius R of the SNR proportional to its age t. In the second stage, called the Sedov-Taylor (ST) regime, the evolution is adiabatic (energy conservation) and R increases like R(t) ∝ t^2⁄5 . In this PhD thesis, we present an analytical and numerical modeling of the SNR evolution in its third stage (radiative late stage) where the energy is not anymore conserved. The remnant loses its energy by radiative emission processes or by ionisation of the ISM. In this last stage, the radius is given by R(t) ∝ t^n where the exponant n satisfies 1/4 < n < 2/5. First, we study the structure of the shock which ionizes the ISM and show that the compression ratio can become high (of the order of 40 compared to 4 for a adiabatic shock in a monoatomic gas). Indeed, a portion of the shock energy is used to ionize the gas and is no longer available to heat the postshock medium, so the gas will be compressed. Then, we apply this property to the modeling of a SNR in late stage and show that the SNR shell can become dense and thin. In a second part, we perform the self-similar analysis of a SNR where energy losses are described by a spatially uniform cooling function. This study demonstrates that there are two types of hydrodynamic solutions : ST-type solutions which are smooth up to the center of the remnant and shell-type solutions where the shell is bounded by a contact discontinuity that separates it from the hot and rarefied interior (bubble) of the SNR. Also, we show that the shell becomes dense and thin when the energy loss is strong enough. Finally, we complete the study of the transition to the radiative stage of the SNR for more realistic radiative losses using the numerical simulation. We show that although the formation process of the thin and dense shell is complex (catastrophic cooling of Falle and secondary shocks), the evolution of SNR in the radiative stage shares common properties for a wide variety of cooling functions. In particular, we show that in almost every cases the SNR radius follows the law R(t) ∝ t^n where n is close to 2/7. This behavior is constistent with theory, because this value has been found previously by other autors and we highlight it also in our self-similar analysis., Lorsqu’une étoile massive arrive à la fin de sa vie, elle devient une supernova. Après l’explosion, un choc fort commence à se propager avec les éjectas de l’étoile dans le milieu circumstellaire puis dans le milieu interstellaire (MIS). Cet objet est appelé un reste de supernova (RSN). Lors de son expansion, le RSN accumule de la matière derrière le front du chocet une coquille se forme. La théorie décrit trois phases d’expansion du RSN. La première phase correspond à la phase d’expansion balistique avec un rayon R du RSN proportionnel à son âge t. Dans la seconde phase, appelée la phase de Sedov-Taylor (ST), l’évolution est adiabatique (l’énergie totale du RSN est conservée) et R croit comme R(t) ∝ t^2/5 . Dans ce travail de thèse, nous présentons une modélisation analytique et numérique de l'évolution du RSN dans la 3ème phase (phase radiative tardive) où l’énergie du RSN n’est plus conservée. Le reste peut alors perdre son énergie par des processus d'émission de rayonnement ou par ionisation du MIS. Dans cette dernière phase, le rayon est donné par R(t) ∝t^n où l’exposant n satisfait 1/4 < n < 2⁄5. Dans une première partie, nous étudions la structure d'un choc qui ionise le MIS et on montre que le taux de compression du choc peut devenir très élevé (de l'ordre de 40 au lieu de 4 pour un choc adiabatique dans un milieu monoatomique). En effet une partie de l'énergie du choc sert à ioniser le gaz et n'est plus disponible pour chauffer le milieu choqué, ce qui a pour effet de le comprimer. Ensuite, nous appliquons cette propriété pour modéliser le RSN en phase tardive et montrer que la coquille du RSN peut devenir dense et mince. Dans une deuxième partie nous effectuons l'étude analytique auto-semblable d'un RSN qui perd son énergie en volume de manière homogène par des processus radiatifs. Cette analyse démontre qu'il existe deux types de solutions hydrodynamiques. Des solutions de type ST régulières jusqu'au centre du reste et des solutions de type coquilles où la coquille est bornée par une discontinuité de contact interne qui la sépare de la partie interne chaude et raréfiée (bulle) du RSN. On montre également que la coquille du RSN devient dense et mince pour des pertes suffisamment élevées. Enfin nous complétons l'étude de la transition en phase radiative du RSN pour des pertes radiatives plus réalistes en utilisant la simulation numérique. On montre que bien que le processus de formation de la coquille fine et dense soit complexe (refroidissement catastrophique de Falle et formation de chocs secondaires), l'évolution du RSN en phase tardive conserve des propriétés communes à un grand nombre de refroidissements. En particulier, on montre que presque dans tout les cas on a R(t) ∝ t^n avec n proche de 2/7. Ce comportement est en accord avec la théorie, car cette valeur a déjà été trouvée antérieurement par d'autres auteurs et nous la mettons aussi en évidence dans notre approche auto-semblable.

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Type Ia supernovae (SNIa) are transient objects, which remains observable in the optical for a period of a few months, and whose luminosity at its maximum is comparable to that of a whole galaxy. They represent, once standardized (i.e. corrected for their main variabilities), an excellent distance indicator and, in 1998, provided the first evidence for the acceleration of the expansion of the Universe. This thesis investigates three points in the cosmological SNIa pipeline:First, we focused on the data processing and the quality of the images for the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), that will provide data for a number of cosmological observables, including the observation of SNIa. In preparation for LSST (which will start operations in 2020), we carried out a similar data processing strategy on images from a previous survey (deep field of CFHT) and compared to the required parameters of LSST. A dispersion slightly higher than that required was obtained. For photometry, although this excess is small, the sources of this dispersion remain to be understood. For astrometry, the obtained quality is likely to be sufficient when simultaneous astrometry fitting will be implemented.In a second moment, we propose a method to correct the effect of peculiar velocities of SNIa inside galaxy clusters. Indeed, these velocities ​​are more important in the clusters of galaxies, because of the gravitational interactions, and the measurement of the cosmological redshift related to the expansion of the Universe. These peculiar velocities were corrected using a sample of 145 SNIa with a low spectral shift (0.005

Type Ia supernovae (SNIa) are transient objects, which remains observable in the optical for a period of a few months, and whose luminosity at its maximum is comparable to that of a whole galaxy. They represent, once standardized (i.e. corrected for their main variabilities), an excellent distance indicator and, in 1998, provided the first evidence for the acceleration of the expansion of the Universe. This thesis investigates three points in the cosmological SNIa pipeline:First, we focused on the data processing and the quality of the images for the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), that will provide data for a number of cosmological observables, including the observation of SNIa. In preparation for LSST (which will start operations in 2020), we carried out a similar data processing strategy on images from a previous survey (deep field of CFHT) and compared to the required parameters of LSST. A dispersion slightly higher than that required was obtained. For photometry, although this excess is small, the sources of this dispersion remain to be understood. For astrometry, the obtained quality is likely to be sufficient when simultaneous astrometry fitting will be implemented.In a second moment, we propose a method to correct the effect of peculiar velocities of SNIa inside galaxy clusters. Indeed, these velocities ​​are more important in the clusters of galaxies, because of the gravitational interactions, and the measurement of the cosmological redshift related to the expansion of the Universe. These peculiar velocities were corrected using a sample of 145 SNIa with a low spectral shift (0.005

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Understanding solar irradiance variations,in particular in the ultraviolet wavelength range, is essential for climate modelling. Solar irradiance models are precious for reconstructing the spectral solar irradiance (SSI) in the absence of observations or when they lack stability. However, they come with their assumptions. Here we aim here to constrain these in the UV by characterising the contrast of solar magnetic features in the UV.From solar images taken by the Solar Dynamic Observatory (SDO) between 2010 and 2016, we quantify UV contrasts the first time. The study of the contrast of the solar structures and their segmentation shows that photometric thresholds are necessary to properly segment solar structures, mainly in the UV, because of the coexistence of both dark and bright structures for the same value of the magnetic field. Some pixels that are classified as quiet-Sun by the SATIRE-S model actually belong to faculae, but they are too few to have a significant impact on SSI reconstructions. Our results highlight the importance of multi-wavelength observations for better constraining the identification of structures. Distinguishing network and faculae is essential for such reconstructions over a long period, and using a network with magnetically variable contrast improves SSI reconstruction, Finally, we find no evidence of contrast variations during the solar cycle.We also present results on the correlations between Hα and Ca II emissions of Sun-like stars. We show that the hypothesis of Meunier et al., 2009 to explain the anti-correlations of certain stars corresponds to our observations.; Comprendre les variations de l’irradiance solaire, notamment dans le domaine UV, est essentiel pour les modèles climatiques. Les modèles d’irradiance sont précieux pour reconstruire l'irradiance solaire spectrale (SSI) en l'absence d'observations ou lorsque celles-ci manquent de stabilité. Cependant, ils font certaines hypothèses sur les structures solaires. Nous visons ici à contraindre ces hypothèses en caractérisant le contraste UV des structures solaires. Grâce aux données du satellite Solar Dynamic Observatory (SDO)entre 2010 et 2016, nous quantifions pour la première fois les contrastes dans l'UV. L'étude du contraste des structures solaires et de leur segmentation montre que des seuils photométriques sont nécessaires pour segmenter correctement les structures solaires, principalement en UV, en raison de la coexistence de structures sombres et brillantes pour la même valeur du champ magnétique. Certains pixels classés parmi le Soleil calme par le modèle SATIRE-S appartiennent en fait aux facules, mais ils sont trop peu nombreux pour avoir un impact sur les reconstructions de SSI. Nos résultats soulignent l'importance des observations multi-longueurs d'onde pour mieux contraindre l'identification des structures. Distinguer réseau et facule est essentiel pour reconstruire la SSI sur une longue période, et la prise en compte de la dépendance du contraste du réseau par rapport au champ magnétique améliore la reconstruction de la SSI. Enfin, nous ne trouvons aucun indice de variations du contraste durant le cycle solaire.Nous présentons aussi des résultats sur les corrélations entre les émissions Hα et Ca II des étoiles de type solaire. Nous montrons que l’hypothèse de Meunier et al., 2009 pour expliquer les anti-corrélations de certaines étoiles est confirmée par nos résultats.