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Le mémoire se compose de deux grands chapitres. Le premier traite de mes travaux de recherche et instrumentaux en physique solaire. Il traite notamment des mesures de spectro-polarimétrie dans le domaine visible, appliquées à l'études de l'évolution spatiale et temporelle du champ magnétique des régions actives. Le second chapitre aborde mes travaux en physique des plasma spatiaux. Il présente les aspects de simulations numériques cinétiques (Vlasov) appliqués à l'étude des structures cohérentes observées dans le vent solaire et la magnétosphère terrestre. Il expose également les résultats de l'exploitation des données radio de la mission STEREO.

Detection of genetic sequences using DNA chips technology faces problems of reliability and reproducibility, largely due to problems of mixing. Throughout this thesis, we show how mixing by chaotic advection improves the performances of these chips. To achieve this we compare, mainly by numerical experiments, the efficiency of two protocols of mixing based on the principle of alterned and time-periodic flow (sink/source model) : the first one uses reversible syringes, the second one uses pumps which recycle the extracted fluid, leading to a much faster and more efficient mixing. Moreover, we highlight the very important role of the geometry of the chamber. In a second step, we introduce a model of chemical capture between DNA monostrands available in volume (targets) and those fixed the chip surface (probes). We then numerically show that hybridization reaction is generally mostly limited by diffusion, but that a good mixing can improve its speed and reliability. This also allows to estimate the chemical rates of reaction in the static case (with mixer). Finally, I seized the opportunity of a partnership with the University of Sherbrooke to perform a first real-time monitoring by SPR of a reaction of the type "targets in solution/fixed probes", so as to compare static and dynamic rates of reaction., La détection de séquences génétiques par la technologie des puces à ADN se heurte à des problèmes de fiabilité et de reproductibilité, dus en grande partie à des problèmes de mélange. Dans toute cette thèse, nous montrons à quel point le mélange par advection chaotique améliore les performances de ces puces. Pour cela nous comparons, par une étude principalement numérique, l'efficacité de deux protocoles de mélange basés sur le principe d'injection alternée et périodique de fluide (modèle puits/sources) : l'un utilise des seringues réversibles, l'autre des pompes recyclant le fluide extrait, conduisant globalement à un mélange bien plus efficace et rapide. En outre, nous mettons en évidence le rôle important de la géométrie de la chambre. Dans un second temps, nous introduisons un modèle de capture chimique entre les monobrins d'ADN libres en volume (cibles) et ceux fixés sur la puce (sondes). Nous montrons alors numériquement que la réaction est généralement grandement limitée par la diffusion, mais que l'advection chaotique améliore les choses de manière très significative grâce au mélange. Ceci nous permet d'estimer les constantes de vitesses dans le cas statique (où la diffusion agit seule) et le cas dynamique (avec mélangeur). Enfin, profitant de l'opportunité d'un stage à l'Université de Sherbrooke, j'ai effectué un premier suivi en temps réel par SPR d'une cinétique de type "cibles en solution/sondes sur support" pour tenter de comparer les vitesses d'hybridation statique et dynamique.

We explore in this thesis work the model of the natural turbulent ionized interstellar medium (ISM) as the origin of the Extreme Scattering Events (ESEs). It is well known that the inhomogeneities of the ionized ISM closely match the Kolmogorov spatial spectrum. In the thin screen approximation, we show first using the geometrical optics that we can produce ESEs phenomena. We make then the computation within the framework of Fresnel diffraction. We find 'pseudo'-ESEs which are not deep and don't appear simultaneously at the three simulated frequencies as in the case of the observations of the pulsar B1937+21 at Nancay radiotelescope. On the other hand, we show that the scintillation parameters obtained are in agreement with the observations and the theory. This study carried out on an `ALPHA server' is a first step necessary and important for the study of the interstellar scintillation., Nous tentons dans cette thèse d?interpréter les Extreme Scattering Events (ESE?s) par la turbulence naturelle du milieu interstellaire (MIS) ionisé. Il est bien connu que les inhomogénéités du MIS ionisé suivent un spectre de puissance de Kolmogorov. Dans l?approximation de l?écran mince, on montre d?abord en optique géométrique qu?on peut produire le phénomène d?ESE. On effectue ensuite le calcul dans le cadre de la diffraction de Fresnel. On obtient des ?pseudo?-ESEs qui ne sont pas très profonds et n?apparaissent pas au même moment aux trois fréquences simulées comme dans le cas des observations du pulsar B1937+21 au radiotélescope de Nançay. On montre par contre que les paramètres obtenus de la scintillation simulée sont en très bon accord avec les observations et la théorie. Cette étude conduite sur un ?ALPHA server? est une première étape nécessaire et importante dans l?étude de la scintillation interstellaire.

Galaxy formation and evolution, particularly in cluster environment, are studied from a theoretical point of view. Assuming that cold dark matter (DM) is the dominant component of the Universe, DM halos form first, the less massive earlier, those with larger masses later, by merging of smaller objects. Galaxies form from the baryonic gas within DM halos, and they evolve with and within them. To study galaxy formation it is therefore necessary to describe the history of both dark and baryonic matter. For the DM component, we first discuss a model based on the linear theory of the growth of density fluctuations in the Universe. The model (proposed by Rodrigues & Thomas 1996 and called the "Merging Cell Model") has been completely re-coded, applied to a SCDM cosmology, and analysed in many details. It is particularly suitable to study local clusters of galaxies, and the population of Lyman-break galaxies at redshift $z\simeq 3$. To obtain a more reliable description of the DM halos merging history, we have then dealed with numerical simulations. In particular, we have re-simulated at high resolution 10 massive DM halos, that, under our working assumptions, correspond to the sites hosting galaxy clusters. The resimulation technique is carefully described, and its main advantages and drawbacks are stressed. It allows to precisely reproduce the selected halos, but of course, in many more details. The results of the 10 massive halos resimulations are presented, and they are the starting point for the next step. The physical processes acting on the baryonic component within DM halos, and driving galaxy formation and evolution, are described by means of the hybrid model "GALICS". The combination of this technique with the high resolution resimulations of the 10 massive halos, allows us to describe hierarchical galaxy formation in clusters. A special attention is given to the effects of the dynamical processes thought to be particularly important in the cluster environment (dynamical friction, ram pressure stripping and direct collisions). Ram pressure stripping makes galaxies redder and the colour--magnitude relation thinner, in a better agreement with observations. It has smaller effects on galaxy morphology, that is mainly affected by the rate of direct mergers. On average, more massive clusters have more luminous and redder galaxies, as well as a higher fraction of ellipticals, with respect to less massive clusters. This holds both at the present time, and at redshift $z=0.5$, where galaxies are bluer, on average. Our (preliminary) results suggest that the bright end ($M_B \lsim -17$) of the luminosity function is steeper in high mass clusters than in less rich systems., Dans ce travail, nous nous intéressons, d'un point de vue théorique, à la formation et à l'évolution des galaxies, en particulier dans un environnement d'amas. Sous l'hypothèse que la matière noire froide est la composante dominante de l'univers, les halos de matière noire sont générés en premiers, les moins massifs d'abord, ceux de plus grande masse ensuite, par fusion hiérarchique des plus petits. Les galaxies se forment à partir du gaz baryonique à l'intérieur des halos, et elles évoluent dans et avec les halos hôtes. Pour étudier la formation des galaxies, il est alors nécessaire de décrire l'histoire de la composante de matière noire, ainsi que celle de la composante baryonique. Pour la matière noire, nous avons discuté d'abord un modèle basé sur la théorie linéaire de la croissance des fluctuations de densité de l'univers. Après avoir complètement re-codé le modèle (proposé par Rodrigues & Thomas 1996 et appelé "Merging Cell Model"), nous l'avons appliqué à une cosmologie SCDM et nous l'avons analysé en grand détail. Il apparaît particulièrement adapté pour étudier les amas locaux de galaxies, ainsi que la population des galaxies à discontinuité de Lyman à décalage spectral $z\simeq3$. Pour obtenir une description plus fiable de l'histoire de fusion des halos de matière noire, nous nous sommes occupés ensuite de simulations numériques. En particulier, nous avons re-simulé à haute résolution 10 halos massifs, qui, dans le cadre du travail, correspondent aux sites hébergeant les amas des galaxies. La technique des resimulations est décrite soigneusement, en mettant en évidence ses avantages et ses inconvénients. Elle permet de reproduire très précisément les objets originaux sélectionnés, avec, bien évidemment, beaucoup plus de détails. Les résultats pour les 10 halos massifs resimulés sont présentés et servent comme point de départ pour l'étape suivante. La description des processus agissants sur la composante baryonique à l'intérieur des halos, et gouvernant la formation et l'évolution des galaxies, est faite au moyen du modèle hybride "GALICS". C'est en combinant cette technique avec les resimulations à haute résolution des 10 halos massifs, que nous avons décrit la formation hiérarchique des galaxies dans les amas. Une attention particulière a été dédiée à l'effet des processus dynamiques, censés être spécialement importants dans les amas (la friction dynamique, le balayage du gaz par pression dynamique, et les collisions directes). Le balayage par pression dynamique rend les galaxies plus rouges et la relation couleur-magnitude plus étroite, en meilleur accord avec les observations. Il a un effet moindre sur la morphologie, qui est plutôt influencée par le taux des fusions directes. Les amas très massifs ont en moyenne des galaxies plus brillantes et plus rouges, ainsi qu'une fraction plus élevée d'elliptiques, que les amas moins massifs. Cela est vrai au temps présent, comme au décalage spectral $z=0.5$, où les galaxies sont en moyenne plus bleues. Nos résultats (préliminaires) suggèrent que la fonction de luminosité à magnitudes brillantes ($M_B < -17$) a une pente plus forte dans les amas riches que dans ceux de plus petite masse.