De l’exosphère à la magnétosphère des objets planétaires faiblement magnétisés : optimisation de modélisations parallélisées pour une application à Ganymède

Jupiter’s moon Ganymede is the biggest and most massive satellite of our solar system. Thisobject has been observed from the Earth, with the Hubble Space Telescope (HST), and through in situ measurements by Galileo spacecraft. Thanks to these observations, a very tenuous atmosphere, or exosphere, has been detected at Ganymede. It is mainly composed of atomic hydrogen, atomic oxygen, and molecular oxygen. Ganymede is the only moon of the solar system to have its own intrinsic magnetic field, which generates a minimagnetosphere interacting with the magnetospheric jovian plasma. This magnetosphere is embedded in the jovian magnetosphere. It is the only known case of interaction between two magnetospheres. Galileo is the only mission that has investigated the complex ionized environment of Ganymede. The next space mission dedicated to investigate the Jovian magnetosphere and its galilean satellite is an European mission from ESA : JUICE (Jupiter ICy moons Explorer). In the frame of this mission, and to prepare future observations at Ganymede, my thesis work has consisted in modeling the global neutral and ionized environment of Ganymede. The first part of my thesis work has been dedicated to the study of Ganymede’s exosphere with a 3D Monte-Carlo model. I have parallelized this model to improve its performance and to enrich the physics described by the model. Results have been compared to those of other models, and to HST and Galileo observations. The ionized environment, in particular the magnetosphere of Ganymede, has then been studied with a 3D parallel hybrid model,considering the observation conditions of Galileo. Results are globally consistent with the observations and with other models, but show the necessity to significantly improve the spatial resolution. Therefore, a significant part of my work has been dedicated to the development of a multi-grid approach in the hybrid model, to divide by 2 the spatial resolution at the vicinity of Ganymede. Finally, results obtained with the optimized model are compared to Galileo observations.Ganymède, une lune de Jupiter, est le plus grand et le plus massif des satellites de notre système solaire. Cet objet a été observé depuis la Terre, notamment grâce au télescope Hubble (HST), et in situ par la sonde Galileo. Grâce à ces observations, une atmosphère très ténue, ou exosphère,principalement composée d'hydrogène, d'oxygène et d'oxygène moléculaire, a été détectée au voisinage de Ganymède. Ganymède est l'unique lune du système solaire possédant son propre champ magnétique intrinsèque, qui, en interagissant avec le plasma magnétosphérique jovien, génère unemini-magnétosphère. Cette magnétosphère est imbriquée dans celle de Jupiter. C'est le seul cas connu d'interaction entre deux magnétosphères. Galileo est l'une des seules sondes spatiales ayant investigué l'environnement complexe de Ganymède. La prochaine mission spatiale qui étudiera ce satellite estune mission européenne de l'ESA : JUICE (JUpiter ICy moon Exploration). Dans le cadre de cette mission, et dans un but de mieux connaître ce satellite, mon travail de thèse a consisté à modéliser l'environnement global neutre et ionisé de Ganymède.La première partie de mon travail de thèse a été consacrée à l'étude de l'exosphère de Ganymède à l'aide d'un modèle 3D Monte-Carlo. J'ai parallélisé ce modèle afin d'améliorer ses performances et d'enrichir la physique décrite par le modèle. Les résultats sont comparés à ceux d'autres modèles, ainsi que les observations effectuées par le HST et Galileo. L'environnement ionisé, en particulier la magnétosphère de Ganymède, a été ensuite étudié à l'aide d'un modèle hybride parallèle 3D, notamment en se plaçant dans les conditions d'observations de Ganymède par Galileo. Les résultats sont globalement cohérents avec les observations, et concordent avec ceux d'autres modèles, maismontrent néanmoins une nécessité d'améliorer significativement la résolution spatiale du modèle. De ce fait, une partie significative de mon travail de thèse a été dédiée au développement et à l'implémentation d'une approche multi-grilles au sein du modèle hybride, pour améliorer la résolution spatiale d'un facteur 2 dans le voisinage proche du satellite. Enfin, les résultats obtenus avec ce modèle optimisé sont confrontés aux observations de Galileo

Traitement des configurations spatiales dans le cortex visuel chez le primate non-humain

Le traitement des configurations spatiales est un mécanisme qui intervient en permanence au sein du cortex visuel. Dans ce monde emplit de régularités qui est le nôtre, il tient une place prépondérante dans l'analyse des objets de notre environnement en nous permettant d'établir des relations spatiales entre des ensembles d'éléments pour aboutir à une perception globale. Si certaines caractéristiques de ces mécanismes ont été étudiés chez les primate humain et non-humain, les observations issues de ces études ont été majoritairement portées par des approches différentes dont les méthodes non-invasives en neuroimagerie sont privilégiées chez l'humain et les méthodes plus invasives tel que l'électrophysiologie sont favorisées chez le singe. Bien qu'elles soient un support critique dans la compréhension des mécanismes neuronaux, les connaissances issues d'enregistrements unitaires chez le singe ne peuvent être transposées à l'humain qu'une fois l'identification d'homologies et de différences fonctionnelles établie à partir des mêmes approches expérimentales. Pour ce faire, nous proposons dans cette thèse de répondre aux besoins d'études comparatives entre les deux espèces dans le cadre du traitement visuel des configurations spatiales portant sur le traitement de la symétrie et le traitement configural des visages par une approche en IRMf. Une première étude menée en collaboration avec des chercheurs de l'Université de Stanford nous a permis d'étudier les réponses à des stimuli texturaux englobant des motifs de symétrie chez le macaque. Nous avons pu mettre en évidence (1) un réseau cortical de traitement de la symétrie par rotation similaire entre les primates humains et non-humains, (2) des réponses augmentant de manière paramétrique avec l'ordre de symétrie présenté (n rotations) (3) un réseau similaire de traitement de la symétrie par rotation et par réflexion chez le macaque (4) des réponses plus fortes pour des motifs symétriques à deux axes (horizontale et verticale) plutôt qu'un seul axe (horizontal). Nous avons ainsi observé que les réponses à la symétrie chez le macaque débutaient au-delà de V1, dans un réseau comprenant les aires V2, V3, V3A, V4 semblablement à l'humain mais également des réponses paramétriques à l'ordre de symétrie par rotation dans les aires V3, V4 et PITd tout comme reporté chez les sujets humains. En somme, l'ensemble de ces résultats ont mis en évidence le réseau cortical du traitement de la symétrie jusqu'alors jamais observé chez le macaque, supporté par des aires visuelles homologues à celles de l'humain. Ces résultats ouvrent de nouvelles pistes quant à la compréhension des mécanismes neuronaux unitaires par des approches plus invasives chez le singe, tout particulièrement dans l'aire V3 qui semble jouer un rôle important dans le traitement sophistiqué des paramètres de configurations spatiales. La secondé étude de ce projet de thèse visait à étudier les mécanismes de reconnaissance de l'identité faciale chez le singe à travers l'orientation configurale des visages porté par l'objectif de réaliser une comparaison inter-espèces du traitement holistique des visages. S'il est largement admis que l'humain est un expert de l'identification des visages dont les mécanismes dépendent de l'orientation dans laquelle ils sont présentés, les résultats sont bien plus contradictoires chez le singe. Pour résoudre ces contradictions, nous avons mis en place un protocole innovant visant à mesurer l'effet d'inversion chez les deux espèces qui ne nécessitait ni entrainement ni tâche comportementale. Cette étude menée en collaboration avec B. Rossion demeure en cours d'acquisition. Néanmoins, les données pourraient fournir des preuves de mécanismes fonctionnels distincts entre celles-ci, appelant à une potentielle réévaluation de l'utilisation du macaque dans l'étude et la compréhension des processus de reconnaissance de l'identité faciale chez l'humain.The processing of spatial configurations is a mechanism that constantly intervenes within the visual cortex. In this world full of regularities that are ours, it holds a prominent place in the analysis of objects in our environment, allowing us to establish spatial relationships between sets of elements to reach a global perception. While characteristics of these mechanisms have been studied in human and non-human primates, the resulting observations depend on different methodologies. In human studies, non-invasive neuroimaging methods are privileged, while more invasive technics (i.e electrophysiology) are favored in monkeys. Despite being critical in understanding neuronal mechanisms, outcomes from unit recordings in monkeys can only be transposed to humans once the identification of functional homologies and differences are established from the same experimental approaches. Tn this thesis, we propose to meet the needs of comparative studies between the two species within the visual treatment of spatial configurations framework relating to the processing of symmetry and the configural processing of faces by an fMRI approach. A first study conducted in collaboration with researchers at Stanford University allows us to investigate the responses to textural stimuli encompassing patterns of symmetry in the macaque brain. The study demonstrates (1) a similar cortical rotational symmetry processing network between human and non-human primates (2) responses increasing parametrically with the order of symmetry presented (n rotations) (3) a similar network for processing of rotational and reflection symmetry in the macaque (4) stronger responses for symmetrical patterns with two axes (horizontal and vertical) rather than a single axis (horizontal). We also observe that the responses to symmetry in the macaque begin beyond V1, in a network comprising the areas V2, V3, V3A, V4 similar to humans but also parametric responses to the order of rotation in symmetry in areas V3, V4, and PITd as reported in human subjects. Overall, all of these results highlight the cortical network of symmetry processing never observed in macaques so far, supported by visual areas homologous to those of humans. These results open up new possibilities for the understanding of unitary neuronal mechanisms by more invasive approaches in monkeys, especially in the V3 area which seems to play an important role in the sophisticated processing of spatial configuration parameters. The second study of this thesis project aims to investigate the mechanisms of facial identity recognition in monkeys through the configural orientation of faces, and carry out an interspecies comparison of holistic facial processing. It is widely accepted that humans are experts at identifying faces whose mechanisms depend on the orientation in which they are presented. However, results are much more contradictory in the monkey. To resolve these contradictions, we implement an innovative protocol to measure the face inversion effect in the two species that require no training or behavioral tasks. This study, conducted in collaboration with B. Rossion, is still in progress. Nonetheless, the futur data could provide evidence of distinct functional mechanisms between human and non-human species, calling for a potential reassessment of the use of the macaque in the study and understanding of facial identity recognition processes in humans

Étude par simulation numérique de la dynamique d'écoulement dans un mélangeur planétaire

Le mélangeur planétaire sans lamelle (MPSL) est une technique de mélange utilisée dans plusieurs industries pour mélanger, synthétiser et aérer les produits hautement visqueux avec un degré de contamination le plus bas possible. Plusieurs améliorations ont été apportées à cette technique depuis sa première utilisation, cependant des lacunes scientifiques sont observées, les MPSLs ont connu des problèmes de mélange pour certaines conditions d’opération et de conception. L’objectif de ce travail consiste à étudier numériquement la dynamique de l’écoulement du fluide dans le MPSL afin de comprendre et résoudre son problème de mélange. L’analyse est basée sur la résolution des équations de conservation de masse et de quantité de mouvement en utilisant le code commercial Fluent. Des outils de visualisation ont été utilisés pour décrire qualitativement et quantitativement l’effet de la révolution sur la dynamique d’écoulement du fluide qui part d’une rotation uniforme. L’étude qualitative montre que l’écoulement est essentiellement tourbillonnaire avec la présence de trois axes de rotation : l'axe de rotation primaire, l’axe de révolution et l’axe de rotation secondaire, ce dernier change de direction avec la variation de la vitesse de révolution. L’analyse qualitative montre aussi la présence de singularités dans l’écoulement à partir de certains ratios de vitesses, ces singularités ne se manifestent que sur l’un des deux plans méridionaux parallèle et perpendiculaire au bras de révolution. L’étude quantitative établit un lien entre le bilan de forces agissantes sur le fluide et sa topologie d’écoulement : la force de Coriolis est celle qui modifie l’écoulement pour certains ratios de vitesses et le bilan de forces prévoit la présence des points singuliers

Modélisation numérique de la dynamique atmosphérique de Saturne contrainte par les données Cassini-Huygens

Saturn's atmosphere undergoes important seasonal variations of insolation, due to its obliquity, its eccentricity and the shadow of its rings. In the stratosphere (from 20 hPa to 10-4 hPa), radiative and photochemical timescales are in the same order as Saturn's revolution period (29.5 ans). Hence, significative seasonal and meridional variations of temperature and photochemical by-products (especially C2H6, C2H2, and C3H8) are expected. Because of its duration (2004-2017), the Cassini mission is an unprecedented opportunity to monitor the seasonal evolution of Saturn's atmosphere. During my PhD, I analysed Cassini/CIRS limb observations as they probe the meridional and vertical structure of Saturn's stratosphere. Hence, I measured seasonal variations of temperature and abundances of C2H6, C2H2, and C3H8. I also contributed to the development of a radiative-convective model and a GCM (Global Climate Model) of Saturn's atmosphere. The predictions of these models are compared with the temperatures measured from CIRS observations, in order to study the radiative and dynamical processes which contribute to the seasonal evolution. Numerical simulations performed with the GCM also allowed me to study atmospheric waves propagation and the effects of rings shadowing in Saturn's atmosphere. Besides, comparison between C2H6, C2H2, and C3H8 distributions and photochemical models (Moses and Greathouse 2005, Hue et al., 2015) give insights on meridional transport.L'atmosphère de Saturne subit d'importantes variations saisonnières d'insolation, à cause de son obliquité, de son excentricité et de l'ombre de ses anneaux. Dans la stratosphère (de 20 hPa à 10-4 hPa), les échelles de temps photochimiques et radiatives sont du même ordre de grandeur que la période de révolution de Saturne (29,5 ans). On s'attend donc à mesurer des variations saisonnières et méridiennes significatives de la température et des espèces produites par la photochimie (en particulier C2H6, C2H2 et C3H8) dans cette région. Grâce à sa durée (2004-2017), la mission Cassini est l'occasion inédite de suivre l'évolution saisonnière de l'atmosphère de Saturne.Au cours de ma thèse, j'ai analysé des observations au limbe Cassini/CIRS car elles permettent de sonder à la fois la structure méridienne et verticale de la stratosphère de Saturne. Ainsi, j'ai mesuré les variations saisonnières de la température et des abondances de C2H6, C2H2 et C3H8. J'ai également contribué au développement d'un modèle radiatif-convectif et d'un GCM (Global Climate Model) de l'atmosphère de Saturne. Les prédictions de ces modèles sont comparées avec les températures mesurées avec CIRS, de façon à étudier les processus radiatifs et dynamiques qui contribuent à l'évolution saisonnière. Les simulations numériques réalisées avec ce GCM m'ont également permis d'étudier la propagation des ondes atmosphérique ainsi que les effets de l'ombre des anneaux sur l'atmosphère de Saturne. Par ailleurs, la comparaison entre les distributions de C2H6, C2H2 et C3H8 et des modèles photochimiques (Moses et Greathouse 2005, Hue et al. 2015) donne des indications sur le transport méridien

Modélisation des émissions aurorales de Jupiter dans l'ultraviolet. Modélisation de l'émission Lyman de Jupier chauds

La première partie de cette thèse présente une modélisation des émissions aurorales de Jupiter dans l'ultraviolet. Le but de ce travail est de quantifier comment ces émissions permettent de contraindre l'énergie des électrons qui précipitent dans la haute atmosphère polaire de la planète. Deux types d'émissions sont étudiés : celle de la raie Lyman alpha de l'hydrogène atomique ainsi que celles de H2. Les précipitations d'électrons aurorales sont modélisées à l'aide d'un code de transport cinétique. Le profil et l'intensité de la raie H Lyman alpha sont obtenus avec un code de transfert radiatif. Des spectres synthétiques des émissions de H2 sont calculés. En étudiant la variabilité des raies en fonction de l'énergie des électrons nous montrons que seules des observations à très haute résolution permettront de contraindre fortement les précipitations d'électrons. La deuxième partie de cette thèse présente la première modélisation de l'émission H Lyman alpha d'un Jupiter chaud jamais réalisée. Si elle était détectée, cette raie permettrait de caractériser l'environnement des planètes extrasolaires. L'émission de l'étoile est beaucoup plus intense que celle de la planète, ce qui rend la détection de la raie planétaire très difficile. Les seules estimations de contraste qui avaient été réalisées jusqu'à présent découlaient d'extrapolations basées sur l'émission de Jupiter. Nous introduisons ici des outils appropriés au calcul des émissions des Jupiter chauds, en tenant compte des spécificités de leur haute atmosphère, et notamment leur forte ionisation et leurs températures qui dépassent les 10 000 K. Nous évaluons l'émission Lyman alpha de deux Jupiter chauds, en tenant compte de plusieurs sources d'excitation des particules : les émissions aurorales et thermiques sont calculées, ainsi que l'émission excitée par le rayonnement de l'étoile. Nous montrons que, dans le cas du Jupiter chaud HD 209458b, la détection de l'émission planétaire n'est pas possible avec les instruments actuels. En revanche la raie Lyman alpha du Jupiter chaud HD 189733b semble pouvoir être détectée avec l'instrument STIS du télescope spatial Hubble.The first part of this thesis describes a modeling of the auroral emission of Jupiter in the ultraviolet. The aim of this work is to quantify how these emissions allow to constrain the energy of the electrons that precipitate in the upper atmosphere of the planet at polar latitudes. Two kinds of emissions are studied : the one of the Lyman alpha line of atomic hydrogen and those of H2. The auroral electron precipitation is modeled with a kinetic transport code. The H Lyman alpha line profile and intensity are obtained with a radiative transfer code. Synthetic spectra of H2 emissions are calculated. By studying the variability of the lines as a function of the energy of the precipitating electrons, we show that only high resolution observations will allow to put strong constraints on the electron precipitation. The second part of this thesis presents the first calculation of the H Lyman alpha emission of a hot Jupiter ever realized. If it were detected, this line would allow to constrain the environment of the extrasolar planets. The stars' emission is much more intense than that of the planet, which transforms the detection of the planetary line in a very difficult challenge. Up to now, the only estimations of contrast that have been realized are based on extrapolations of Jupiter's emission. Here we present tools that are adequate to calculate the emission of hot Jupiters. They take into account the particularities of their atmosphere, like their high ionization degree and their temperatures that exceed 10,000 K. We calculate the Lyman alpha emission of two hot Jupiters, by taking into account the auroral, thermal and dayglow contributions. In the case of the hot Jupiter HD 209458b, we show that current facilities do not allow to detect the planetary emission. On the other hand, the detection of the Lyman alpha line of the planet HD 189733b seems to be within reach of the Hubble Space Telescope.SAVOIE-SCD - Bib.électronique (730659901) / SudocGRENOBLE1/INP-Bib.électronique (384210012) / SudocGRENOBLE2/3-Bib.électronique (384219901) / SudocSudocFranceF

Contribution à la modélisation de la rentrée atmosphérique des débris spatiaux

In order to determine the conditions in which fragments reach the Earth as well as their impact point locations, a deep comprehension of the physical phenomena occurring during the atmospheric re-entry of space debris is necessary, as well as an important effort in the development of models. Especially, it is important to analyse and develop models for the physical phenomena neglected in the existing and known approaches. During this thesis, some effort was put into the development of a fragment interaction model in continuum hypersonic and supersonic regime, in perfect and real gas at equilibrium. It was critical to understand the significant influence of this phenomenon on the dynamics and survival of a sphere situated in the shock wave generated by a primary fragment. On the other hand, a model allowing the aerodynamic force and moment coefficients estimation and a model to evaluate the heat flux coefficient in hypersonic regime from free-molecular to continuum flow have been proposed. Subsequently, a first model to compute the aerodynamic coefficients in transonic regime has been developed. A thermal conduction model adapted to the study of atmospheric re-entry of space debris has been developed. The significant influence of the conduction model, the wall thickness and the thermal dependence of material properties such as thermal conductivity and specific heat capacity on the wall thermal distribution have been shown. A first wall ablation model by melting has been set up. On the other hand, an experimental study on the oxidation of the TA6V titanium alloy has been conducted at PROMES-CNRS laboratory, Odeillo, in plasma air environment. The results confirm the necessity to take into account the wall oxidation, especially in a high temperature environment where oxygen is dissociated, as encountered in Earth atmospheric re-entry of space debris. A model for the thermal degradation of the wall by melting (ablation) has been developed. These models have been implemented in the ONERA code named MUSIC/FAST. This one, initially designed for spacecraft re-entry pre-mission analysis, has been evaluated, consolidated and improved for space debris atmospheric re-entry applications. For validation purpose, the aerodynamics and aerothermodynamics coefficients computed by the code have been compared to the ones found in literature, for various geometries. Finally, the atmospheric re-entry of a spherical tank has been simulated allowing the evaluation of the influence of different parameters (angle of climb, material properties, internal wall properties and wall thickness) on the fragment trajectory and its state when it reaches the ground.Afin de déterminer l’état dans lequel les fragments arrivent au sol et leurs points d’impact, une compréhension fine des phénomènes physiques intervenant lors de la rentrée atmosphérique des débris spatiaux, ainsi qu’un effort important de modélisation sont nécessaires. Il s’agit en particulier d’analyser et de modéliser des phénomènes physiques peu pris en compte jusqu’à présent par les approches existantes et connues. Durant cette thèse une modélisation des interactions entre fragments en régime continu hypersonique et supersonique pour des écoulements de gaz parfait et de gaz réel a été proposée. Ceci a permis de montrer l’influence significative de ce phénomène sur la dynamique et la survie d’une sphère située dans la couche de choc générée par un premier fragment. D’autre part, un modèle pour l’estimation des coefficients aérodynamiques de force et de moment ainsi que le coefficient de flux de chaleur en régime hypersonique du moléculaire libre au continu est proposé. En complément des régimes hypersonique et supersonique, un modèle préliminaire pour le calcul des coefficients aérodynamiques en régime transsonique a été développé. Un modèle de conduction thermique adapté à la rentrée des débris spatiaux a été développé.Les influences du modèle de conduction, de l’épaisseur de paroi et de la prise en compte de la dépendance en température de la conductivité thermique et de la capacité calorifique sur la distribution de température dans la paroi ont été montrées. D’autre part, une étude expérimentale sur l’oxydation de l’alliage de titane TA6V a été menée au laboratoire PROMES-CNRS d’Odeillo sous plasma d’air. Les premiers résultats confirment la nécessité de tenir compte de l’oxydation de la paroi en particulier dans un environnement à haute température où l’oxygène est dissocié comme c’est le cas pour les rentrées atmosphériques terrestres de débris spatiaux. Par ailleurs, un modèle de dégradation thermique de la paroi par fusion (ablation) a été mis en place. Ces modèles ont été implantés dans le code MUSIC/FAST de l’ONERA. Celui-ci, initialement conçu pour l’analyse pré-mission de la rentrée de véhicules ou de capsules, a été évalué, consolidé et amélioré pour son application à la rentrée des débris spatiaux.Les coefficients aérodynamiques et aérothermodynamiques calculés par le code ont été confrontés aux données issues de la littérature pour différentes géométries. Enfin, la rentrée atmosphérique d’un réservoir sphérique a été simulée permettant d’évaluer l’influence de différents paramètres (pente, propriétés des matériaux, propriétés de la paroi interne du réservoir, épaisseur de la paroi) sur la trajectoire du fragment et son état lors de son impact au sol

SIMPACOS : modélisations et simulations d'assemblages collés structuraux en fonctionnalisation duale tenue/fragmentation

Afin de s'adapter aux nouvelles exigences du développement durable, la nécessité de réutilisation et de recyclage s'impose dans le secteur industriel aérospatial. Les recherches de nouveaux concepts ou solutions pour des structures, fondés sur les principes "Design for Demise (D4D)" ou "Debonding On Demand (DoD)", sont des stratégies prometteuses pour fiabiliser la réutilisation des ressources originelles ou les opérations de retrait de service responsables. Il reste toutefois primordial d'assurer la résistance des structures pour ne pas compromettre la sécurité des biens et des personnes. Le collage est une technologie d'assemblage déjà utilisée dans le secteur aérospatial. Etudier des assemblages collés multimatériaux assurant cette double fonction de tenue en service et de démantèlement en fin de service est l'enjeu de cette thèse. Le verrou scientifique consiste en la définition des propriétés géométriques et matérielles de ces structures dès la phase de conception permettant d'accomplir ces deux fonctions duales de tenue et de fragmentation contrôlée tout en assurant leur intégrité depuis leur fabrication. C'est la fonctionnalisation du joint. L'utilisation des particules thermiquement expansibles (TEP) n'impose pas des grandes adaptations de fabrication et elles peuvent activer dès que le démantèlement est désiré, via un contrôle de la température locale. Ce travail a trois objectifs principaux : étudier l'influence des TEP sur le comportement de l'adhésif liquide (viscosité, étalement) ; étudier l'influence des TEP sur la tenue mécanique après séchage ; contrôler le démantèlement. La première partie du travail porte donc sur l'étude de l'accostage, processus de rapprochement de deux substrats qui emprisonne la colle liquide et la distribue dans l'espace qui les sépare (contrôlé par l'épaisseur finale désirée). Le collage est assuré grâce à l'application de forces jusqu'au séchage. Le travail s'est attaché à étudier si et comment la présence des TEP modifie la capacité d'étalement de la colle et les forces à appliquer. Un nouveau dispositif expérimental avec sa métrologie a été entièrement conçu, développé et opéré. Ce dispositif est capable d'observer l'étalement et de mesurer les forces de réaction en temps réel. Il a été utilisé dans différentes configurations typiques du domaine aérospatial, comme par exemple pour préparer la réparation d'une structure en nid d'abeille par un patch composite. La tenue de joints collés à différents taux de remplissage avec des TEP a été étudiée dans la seconde partie, via des essais normalisés (SENB, traction uniaxiale, DMA, DSC). Les faciès de rupture ont été analysés aux microscopes à balayage et confocal, et au tomographe. Ce travail montre que la distribution des particules conditionne la distribution des résistances à ruptures. Le comportement jusqu'à rupture peut être modélisé via une loi de probabilité de type Weibull. Plusieurs lois sont proposées selon le taux de TEPs, à travers le dialogue essais numériques et essais expérimentaux sur matériaux polymérisés. La dernière partie du travail s'est rapportée à l'étude comparée essais calculs du démantèlement des structures assemblées. Nous nous sommes particulièrement intéressés à des moyens de contrôler le seuil de rupture en contrainte et la séparation des substrats sans endommager leur surface. La méthode de travail a consisté ici à fabriquer différents mélanges et à concevoir un dispositif pour forcer la rupture. Ce travail est en cours de finalisation et fait l'objet d'un dépôt de brevet en cours.In order to adapt to the new requirements of sustainable development, the need for reuse and recycling is becoming crucial in the aerospace industry. Research into new concepts or solutions for structures, based on the principles of Design for Demise (D4D) or Debonding On Demand (DoD), are promising strategies for reliable reuse of original resources or responsible retirement operations. However, it is still important to ensure the strength of the structures so as not to compromise the safety and security of goods and people. Adhesive bonding is a joining technology currently used in the aerospace sector. The study of multi-material bonded assemblies ensuring this dual function of in-service performance and end-of-service dismantling is the challenge of this thesis. The scientific challenge is to define the geometric and material properties of these structures from the design phase, which will enable them to perform these two dual functions of holding and controlled fragmentation while ensuring their integrity since their manufacture. This is the functionalization of the joint. The use of thermally expandable particles (TEPs) does not require major manufacturing adaptations and they can be activated as soon as dismantling is desired, via local temperature control. This work has three main objectives: to study the influence of TEPs on the behaviour of the liquid adhesive (viscosity, spreading); to study the influence of TEPs on the mechanical strength after drying; and to control dismantling. The first part of the work therefore focuses on the study of the approach, a process of approximating two substrates that traps the liquid adhesive and distributes it in the space between them (controlled by the desired final thickness). The bonding assembly is achieved by applying forces until drying. The work investigated whether and how the presence of TEPs modifies the spread ability of the adhesive and the forces to be applied. A new experimental device with its metrology was fully conceived, developed and operated. This device is capable of observing the spreading and measuring the reaction forces in real time. It was used in different configurations typical of the aerospace field, for example in preparation for the repair of a honeycomb structure with a composite patch. In the second part, the performance of bonded joints at different filling rates with TEPs was studied, using standard tests (SENB, uniaxial tension, DMA, DSC). The fracture surfaces were analysed with scanning and confocal microscopes, and tomography. This work shows that the distribution of particles conditions the distribution of fracture strengths. The behaviour until failure can be modelled via a Weibull-type probability law. Several laws are proposed according to the rate of TEPs, through the dialogue of numerical tests and experimental tests on cured materials

Recherche de planètes extra-solaires et de naines brunes par l’effet de microlentille gravitationnelle. Étude d’observations interférométriques

Gravitational microlensing effect has become a unique tool to detect and characterise exoplanets. A microlensing effect occurs when a foreground star (the microlens) and a background star (the source) are aligned with the Earth on the same line of sight. The light from the furthest star, usually in the Galactic bulge, is deflected by the microlens located on the disk. During this phenomenon, multiple images of the source are created by the lens, bigger than the source that consequently seems amplified. When one of these images are located in the vicinity of an exoplanet, a short amplification jump occurs revealing its presence. After a quick overview of the exoplanets field of research, I highlight the specificities of microlensing comparing to the other planets detection techniques. Then, I describe in details the modelling of microlensing effects, from a theoretical to a numerical point of view. In a third part, I describe the detection of the first brown dwarf orbiting a solar-type star using microlensing, strengthening the recent idea that microlensing will lead to a better understanding of the mechanisms involved in the brown dwarfs formation, still not fully understood. Finally, I investigate the potential of interferometric observations of microlensing events that will give, in the future, new original constrains on the microlens physical properties. First we introduce a new formalism that closely combines interferometric and microlensing observable quantities. Secondly, we determine an average number of events that are at reach of long baseline interferometers every year.L'effet de microlentille gravitationnelle est devenu un outil unique pour détecter des exoplanètes. Il se produit lorsqu'une étoile de premier plan (la microlentille) et une étoile d'arrière plan (la source) sont alignées avec la Terre. La lumière provenant de l'étoile la plus lointaine, souvent dans le bulbe galactique, est alors déviée par la microlentille située dans le disque. Au cours de ce phénomène, des images multiples de la source sont créées par la microlentille, plus grandes que la source, qui apparaît alors amplifiée. Si l'une de ces images multiples se forme au voisinage d'une planète, un pic d'amplification de la source survient, révélant sa présence. Après un tour d'horizon de l'état des connaissances dans le domaine des exoplanètes, nous décrivons les spécificités de la méthode des microlentilles dans ce domaine. Ensuite, nous présentons en détail la modélisation des microlentilles, de ses racines théoriques à la modélisation pratique des courbes de lumières expérimentales. Dans une troisième partie, nous présentons la détection de la première naine brune en orbite autour d'une étoile de type solaire par la méthode des microlentilles, et nous montrons en quoi cette technique ouvre des perspectives nouvelles et originales pour mieux connaître les mécanismes de formation de ces objets dont l'origine reste à identifier. Nous étudions enfin le potentiel de l'observation de microlentilles par interférométrie, en introduisant un nouveau formalisme adapté à l'étude conjointe des événements en photométrie et en interférométrie. Le manuscrit se termine par l'évaluation du nombre moyen d'événements de microlentille observables par interférométrie chaque année

Evolution des poussières interstellaires (apport des données de l'observatoire spatial Herschel)

Les poussières interstellaires sont des particules solides dont les tailles sont comprises entre le nanomètre et le micron. Bien que représentant une faible proportion en masse du milieu interstellaire, elles jouent un rôle essentiel dans son évolution et de façon générale dans l'évolution des galaxies. Les poussières interstellaires sont observables dans les domaines UV et visible en extinction et de l'infrarouge au submillimétrique en émission. La conduite d'observations astrophysiques conjuguée au développement de modèles numériques de poussières et à l'étude d'analogues de grains en laboratoire permet d'affiner notre connaissance de ces particules solides. En particulier, il existe aujourd'hui de nombreuses preuves d'une évolution des grains dans le milieu interstellaire. Cependant, les processus physiques responsables de cette évolution sont aujourd'hui encore mal connus. Afin de comprendre comment évoluent les grains avec les propriétés physiques, il est nécessaire d'observer les poussières dans différents environnements. Les régions de photodissociation (PDR) sont des zones du milieu interstellaire présentant l'avantage de voir leur champ de rayonnement et leur densité locale varier sur de faibles échelles spatiales (~10- 20 arcsec). De plus, la grande variété de traceurs du gaz permet de contraindre efficacement les conditions physiques dans les PDR. Toutefois, l'émission des grains à l'équilibre thermique dans les PDR, qui domine l émission dans l infrarouge lointain, n'était que rarement résolue spatialement. Les instruments PACS et SPIRE, à bord de l'observatoire spatial Herschel, permettent aujourd'hui de disposer d'observations spectro-photométriques entre 70 et 500 m, dont la résolution spatiale (comprise entre 5 et 35 arcsec) en fait des données idéales pour l'étude de l'évolution des poussières dans les PDR. Nous présentons l'analyse des observations Herschel de trois PDR, la Barre d'Orion, la Tête de Cheval et la NGC 7023 Est, caractérisées par des conditions physiques différentes. En combinant ces données aux observations Spitzer, nous pouvons étudier simultanément l'émission des poussières entre 3.6 et 500 m à différentes positions de la PDR. Pour cela, des profils d'intensité reliant l'étoile à la PDR sont extraits à chaque longueur d'onde puis comparés spatialement. Un décalage de la position du pic d émission dû au transfert radiatif est observé : plus la longueur d'onde est grande, plus le pic est éloigné de l'étoile excitatrice. Par contre, la comparaison entre les profils d'intensité observés et ceux calculés à partir d'un code de transfert de rayonnement couplé à un modèle de poussières correspondant aux propriétés du milieu interstellaire diffus révèle des différences liées à une évolution des grains pour chaque PDR étudiée. A la vue des écarts, nous concluons que l'abondance des PAH, plus petite composante de grains interstellaires, est plus faible dans les PDR que dans le milieu diffus suggérant la présence d'un phénomène de photo-destruction et/ou d'agrégation des PAH sur les gros grains dans les PDR. Ceci pourrait être accompagné d'une augmentation d'émissivité des gros grains liée à un mécanisme de coagulation. Les observations Herschel des PDR nous offrent également l'opportunité de nous intéresser aux variations du spectre des grains à l'équilibre thermique avec le rayonnement au travers des PDR. Un ajustement d'une loi de corps noir modifié permet d'extraire une épaisseur optique, une température et un indice spectral des grains. L'étude de ces deux derniers paramètres révèle une anticorrélation confirmant ainsi des travaux précédents. Cependant, la comparaison de la dépendance de la température et de l'indice spectral dans différentes régions montre différents comportements et exclut une dépendance universelle entre ces deux paramètres. Ce résultat ouvre de nouvelles perspectives quant à l'étude de l'évolution des poussières dans le milieu interstellaire.Interstellar dust grains are nanometre to micrometer-sized particles. Although a weak proportion of the total interstellar mass is at solid state, dust plays a fundamental role in the evolution of the interstellar medium (ISM) and of the galaxy itself. Grains can be observed in the UV and visible wavelength through extinction whereas their emission is in the infrared to sub-millimetre range. Astrophysical observations combined to numerical models and laboratory studies of dust analogues improve our comprehension of the nature and the physics of interstellar grains. For example, evidence of dust evolution in the interstellar medium are now numerous, even if the physical processes responsible of this evolution are still poorly understood. Understanding how grains evolve with physical conditions requires observations of various environments. Photodissociation regions (PDRs) are zones of the ISM where the radiation field and the local density vary on short spatial scales (~10- 20 arcsec). Moreover the many gas tracers offer the opportunity to constraint efficiently the physical conditions within PDRs. Past missions such as ISO and Spitzer allow to study the evolution of dust in the near-Infrared range. At longer wavelengths, where the grains at thermal equilibrium with the radiation dominate the emission, instruments rarely resolved the spatial emission in PDRs. PACS and SPIRE instruments onboard Herschel Space Observatory provide spectro-photometric data between 70 and 500 m. Their high spatial resolution (from 5 to 35 arcmin) makes these observations ideal for the study of dust evolution in PDRs. We present here an analysis of Herschel observations of three PDRs: the Orion Bar, the Horsehead and NGC 7023 East, characterized by different physical conditions. By combining these data with shorter wavelength observations from Spitzer, we can study the dust emission spectrum from 3.6 to 500 m at different positions within the PDR. Intensity profiles are extracted along the PDR at each wavelength and spatially compared. We highlight a shift between the position of the emission peak: the longest the wavelength, the furthest the peak from the exciting star. This is a consequence of the radiative transfer in the PDR as shown from a plane parallel transfer code coupled with a dust model. The comparison between the observed and the modelled profiles computed with typical diffuse dust abundances and properties shows differences linked to dust evolution in each studied PDR. These discrepancies between the data and the model indicate a lower Polycyclic Aromatic Hydrocarbon (PAH, the smallest dust component) abundance in the PDR than in the diffuse medium suggesting photo-destruction and/or PAH sticking on larger grains. This could be accompanied by an increase of big grain emissivity linked to coagulation. Herschel's observations of PDR also offer the chance to probe the variations of the grains at thermal equilibrium with the radiation through PDRs. A modified blackbody fit allows to compute an optical depth, a temperature and a dust spectral emissivity index. Those two last parameters are clearly anticorrelated, which confirms previous works. However, comparing the temperature and emissivity index dependence in different regions shows various behaviours, which excludes a universal law between these parameters. This result opens new perspectives in the study of the dust evolution in the interstellar medium.PARIS11-SCD-Bib. électronique (914719901) / SudocSudocFranceF