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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

Core formation is a pivotal event in early Earth history, causing a major segregation of elements according to their affinity with either metal (siderophile) or silicate (lithophile) phases. The Bulk Silicate Earth (BSE) shows a depletion in siderophile elements coherent with a core differentiation within a magma ocean. The affinity of these elements is a function of the physical and chemical conditions (P, T, fo2, chemical composition) of metal-silicate differentiation. The behaviour of any one element varies over the formation of the core within the magma ocean; hence, the elemental distribution of Earth's Building Blocks between the two reservoirs cannot be reproduced by considering a unique behaviour of each element.In order to determine the concentration of an element in the core and the BSE, it is necessary to characterize the behaviour of the element and its evolution during Earth's accretion. In comparison to siderophile elements, lithophile elements form a minority of core-mantle differentiation studies so far. However, significant disagreement can be found concerning the concentrations of these elements among published models of BSE composition. It has also been proposed that a late sulphur accretion event could be responsible for a significant amount of lithophile elements (Sm, Nd, U, Th, K) entering the core. In order to determine the effect of core formation on the distribution of these elements between the two reservoirs, we performed ~60 new high-pressure, high-temperature experiments of metal-silicate partitioning for several elements (Uranium, Thorium, Rare Earth Elements (REE), Alkali elements) with the aim of better understanding their behaviour during Earth's accretion. These studies allow us to bring new constraints on Earth's accretion models and to refine our understanding of the core and BSE composition.We show that the (Th/U)BSE is better reproduced when considering EL chondrites as Earth's Building Blocks rather than EH. The same ratio allows us to constrain the maximum oxygen concentration of the core to no more than 4 wt%. We confirm that these elements play a small role in the core thermal history, with their concentration in the metal remaining negligible.We also demonstrate that the BSE cannot be enriched in Refractory Lithophile Elements (RLE) by more than 2.1 times their concentrations in CI chondrites, when the Earth is made of Building Blocks mixing in agreement with isotopic studies. This shows a clear incompatibility between several models of BSE composition and isotopic observations.The study of U, Th and REE also allowed us to re-evaluate the impact of a late sulphur event at the end of Earth's accretion, which would neither lead to fractionation of Sm and Nd nor allow a significant amount of U and Th to enter the core to start the geodynamo.Finally, we widen the range of studied elements to include volatile elements. A study on potassium shows that this element concentration in the core cannot exceed 57 ppm. The core would then contain 15% of the total K budget of the Earth. This content is highly dependent on the timing of volatilisation processes. We then propose that the Earth is a result of the accretion of already volatile-depleted building blocks. Giant impacts would have a minor role in the volatile depletion observed in the BSE today., La formation du noyau est un événement central de l'histoire de l'accrétion terrestre, responsable d'une ségrégation majeure des éléments chimiques selon leurs affinités pour le métal (sidérophile) ou le silicate (lithophile). La Terre silicatée montre en effet un appauvrissement en éléments sidérophiles cohérent avec la formation d'un noyau au sein d'un océan magmatique plus ou moins profond. Cette affinité d'un élément chimique est fonction des conditions physico-chimiques (P, T, fo2, composition chimique) dans lesquelles se déroule la différenciation métal-silicate. Le comportement d'un élément chimique est donc amené à évoluer tout au long de l'histoire de la formation du noyau dans l'océan magmatique. La distribution des éléments entre les deux grands réservoirs terrestres ne peut donc être reproduit en considérant un comportement constant des éléments. Afin de déterminer la composition de la Terre silicatée et du noyau, il est nécessaire de caractériser le comportement des éléments au cours de l'accrétion terrestre dans des conditions de pressions, températures et d'oxydo-réduction variables.Dans le cadre de l'étude de la différenciation manteau-noyau au cours de l'accrétion terrestre, les éléments dits lithophiles ont été relativement peu étudiés en comparaison des éléments dits sidérophiles. Pourtant les éléments lithophiles montrent des abondances significativement différentes entre les différents modèles de composition de la Terre silicatée. De même, il a été proposé que l'accrétion de matériel enrichi en soufre permette l'entrée d'éléments dits lithophiles dans le noyau (Sm, Nd, U, Th, K). Afin de clairement contraindre l'impact de la formation du noyau sur la distribution des éléments lithophiles entre les différents réservoirs, nous avons réalisé une soixantaine de nouvelles expériences de partage métal - silicate sous haute pression et haute température afin de contraindre le comportement de différents éléments (uranium, thorium, éléments terres rares et éléments alcalins) lors de l'accrétion terrestre. Ces études nous ont permis d'apporter plusieurs contraintes sur les modèles d'accrétion et la composition des différents réservoirs terrestres. Nous montrons que le rapport Th/U de la Terre silicatée est mieux reproduit par une accrétion de matériel de composition EL plutôt que EH. Ce même rapport permet de contraindre la composition en O du noyau terrestre, celle-ci ne pouvant excéder 4 wt%. Nous confirmons que la concentration de ces éléments radioactifs reste négligeable dans le noyau, faisant d'eux des acteurs mineurs de l'histoire thermique du noyau.Nous démontrons également que l’accrétion terrestre, lorsque modélisée à partir de briques élémentaires ayant une composition compatible avec les observations isotopiques, ne peut produire des concentrations compatibles avec certains modèles de composition de la Terre. La Terre silicatée ne pouvant être enrichie en éléments terres rares par rapport aux chondrites CI d'un facteur supérieur à 2.10.L'étude de U, Th, ainsi que des éléments du groupe des terres rares nous a permis de réévaluer l'impact attribué à l'apport de soufre à la fin de l'accrétion terrestre. Cet évènement n'entraîne aucun fractionnement des éléments terres rares ni ne permet l'entrée d'éléments radiogéniques dans le noyau en concentration suffisante pour démarrer la geodynamo. Enfin, nous élargissons notre étude aux éléments lithophiles volatils en nous intéressant au partage métal-silicate du potassium et au budget global de la Terre en cet élément. Nous montrons que la concentration de cet élément dans le noyau ne peut excéder 57 ppm, ce réservoir contenant alors près de 15% du budget total de la Terre en potassium. Ces concentrations sont également dépendantes de la chronologie de l'appauvrissement de la Terre en éléments volatils. (...)

Relativistic jets, although ubiquitous in the Universe, have not yet delivered all their secrets. On the contrary, some of the most fundamental questions of the field remain unanswered. The ejection mechanism at the origin of the emission is still unknown, characterising it precisely would lift the veil on the nature of the intimate link between ejection and accretion of matter. I describe in this manuscript a study aiming to reproduce five radio-X spectra of a microquasar, MAXI J1836-194, using an internal shocks model. This model, named ishem, is a pioneer in the domain since it is based on the groundbreaking hypothesis that the jet velocity fluctuations are directly driven by the accretion flow variability. I propose here a scenario recreating the 2011 outburst of the source and propose some reflections with the aim of upgrading the model.; Les jets relativistes, bien qu'omniprésents dans l'Univers, n'ont pas fini de livrer tous leurs secrets. Au contraire, certaines des questions les plus fondamentales du domaine restent sans réponses. C'est le cas notamment du mécanisme à l'origine de leur éjection dont la compréhension lèverait le voile sur la nature de ce lien si profond qu'ils entretiennent avec l'accrétion de matière. Je décris dans ce manuscrit une étude visant à reproduire le spectre multi-longueurs d'onde du microquasar MAXI J1836-194, du domaine radio aux rayons X, à l'aide d'un modèle numérique basé sur le principe des chocs internes. Ce modèle, baptisé ishem, est un pionnier du genre puisqu'il se base sur l'hypothèse inédite selon laquelle les fluctuations de vitesse du jet sont directement gouvernées par la variabilité du disque d'accrétion. Je propose un scénario qui reproduit fidèlement l'éruption de la source en 2011 et explore des voies d'améliorations en vue de perfectionner le modèle.

Relativistic jets, although ubiquitous in the Universe, have not yet delivered all their secrets. On the contrary, some of the most fundamental questions of the field remain unanswered. The ejection mechanism at the origin of the emission is still unknown, characterising it precisely would lift the veil on the nature of the intimate link between ejection and accretion of matter. I describe in this manuscript a study aiming to reproduce five radio-X spectra of a microquasar, MAXI J1836-194, using an internal shocks model. This model, named ishem, is a pioneer in the domain since it is based on the groundbreaking hypothesis that the jet velocity fluctuations are directly driven by the accretion flow variability. I propose here a scenario recreating the 2011 outburst of the source and propose some reflections with the aim of upgrading the model.; Les jets relativistes, bien qu'omniprésents dans l'Univers, n'ont pas fini de livrer tous leurs secrets. Au contraire, certaines des questions les plus fondamentales du domaine restent sans réponses. C'est le cas notamment du mécanisme à l'origine de leur éjection dont la compréhension lèverait le voile sur la nature de ce lien si profond qu'ils entretiennent avec l'accrétion de matière. Je décris dans ce manuscrit une étude visant à reproduire le spectre multi-longueurs d'onde du microquasar MAXI J1836-194, du domaine radio aux rayons X, à l'aide d'un modèle numérique basé sur le principe des chocs internes. Ce modèle, baptisé ishem, est un pionnier du genre puisqu'il se base sur l'hypothèse inédite selon laquelle les fluctuations de vitesse du jet sont directement gouvernées par la variabilité du disque d'accrétion. Je propose un scénario qui reproduit fidèlement l'éruption de la source en 2011 et explore des voies d'améliorations en vue de perfectionner le modèle.

Like most massive galaxies, the Milky Way hosts a supermassive black hole at its centre. In contrast with active galaxies, the luminosity of its radiative counterpart — the source Sagittarius A* — is almost nine orders of magnitude below the Eddington limit. However, there are several indications that the black hole may have been more active in the past. In particular, the giant clouds located within the central molecular zone reflect X-rays emitted during the most recent outbursts. The study we present here focuses on these light echoes that are key to probing the past activity of the Galactic nucleus over the past thousand years. Using the X-ray observatories Chandra and XMM-Newton, we confirm the reflection origin of the non-thermal, diffuse emission from the molecular complex Sagittarius C. The localisation of each bright clump is made possible by the use of Monte Carlo-simulated reflection spectra, notably the rayflX model we specifically designed for the study of the reflection phenomenon and its time behaviour. Considering eight clouds from the main molecular complexes of the Galactic central regions, this work provides with a high confidence level the first quantitative evidence that Sgr A* experienced two powerful outbursts, whose age, duration and luminosity can be estimated. These results place new constraints on the black hole duty cycle and pave the way for a tomographic reconstruction of the matter distribution at the Galactic centre., Comme la plupart des galaxies massives, la Voie lactée héberge en son centre un trou noir supermassif. Contrairement aux noyaux actifs, celui-ci brille par la faiblesse de sa contrepartie radiative, la source Sgr A?, dont la luminosité est inférieure de près de neuf ordres de grandeur à la luminosité limite d’Eddington. Plusieurs traces indirectes suggèrent cependant que le trou noir galactique a connu des épisodes d’activité plus intense dans le passé. La réflexion des rayons X émis lors des plus récents de ces épisodes est notamment observée aujourd’hui sur les nuages de la zone moléculaire centrale. À partir de l’observation de ces échos de lumière, cette étude offre une vision unique de l’activité du noyau galactique au cours du dernier millénaire. Elle confirme en particulier que l’émission non thermique diffuse du complexe moléculaire Sagittarius C, étudiée avec les satellites Chandra et XMM-Newton, résulte bien du phénomène de réflexion. La localisation individuelle des structures brillantes est rendue possible par l’utilisation de modèles spectraux Monte-Carlo, dont le modèle rayflX développé spécifiquement pour rendre compte du phénomène de réflexion et, notamment, de ses aspects temporels. À partir des spectres de huit nuages issus des quatre principaux complexes moléculaires des régions centrales de la Galaxie, ce travail fournit la première preuve quantitative avec un haut niveau de confiance de l’existence de deux sursauts d’activité de Sgr A?se propageant dans la zone moléculaire centrale, dont l’âge, la durée et la luminosité peuvent être déterminés. Ces résultats fournissent de nouvelles contraintes pour l’étude du cycle d’activité de Sgr A? et ouvrent la voie à une caractérisation par tomographie de la distribution de matière au centre de notre galaxie.

Granular materials are ubiquitous, both in nature and in industry or in our daily life. Blending grains and liquid is a basic operation at the origin of many industrial processes. Nevertheless, the understanding and the modeling of the mechanisms of exchanges of liquid and grains, implied in the mixing process, remain largely unknown. In this PhD, we propose to investigate the mechanisms of interactions between a granular material containing a variable quantity of liquid and flowing dry grains. Depending on the amount of liquid, the wet granular phase can be eroded by the granular flow, or flowing grains can be captured by granular accretion or the liquid can be transported from the wet to the dry phase by impregnation. First, we focus on the mechanisms and the dynamics of granular accretion observed after the impact of a dilute granular jet on a wet granular substrate. We highlight the role of liquid interfaces on the growth dynamics and the sources of energy dissipations implied in the capture. Then, using an experiment of accretion with a dense and shear granular flow, we study the influence of the flow properties on the dynamics of capture and we propose a general accretion law. The rotating drum configuration with an isolated aggregate in a granular flow allows us to extend our investigation with the situation of unsaturated granular materials growing by accretion before being eroded. In the second part of the PhD, we study the impregnation in a dense granular jet penetrating into a liquid bath. By modeling the grains intrusion as the impregnation of a porous medium, we highlight the link between the shape of the front profile and the immersion speed. We also characterize the influence of the physico-chemical properties of the grains. This work constitutes a first step in the understanding of local phenomena implied in granular blending processes and the transition from dry to wet granular media.; Les matériaux granulaires sont omniprésents, tant dans la nature que dans l'industrie ou dans notre vie quotidienne. Les mélanger à un liquide constitue une opération de base dans de nombreux procédés industriels. Néanmoins, la compréhension et la modélisation des mécanismes d'échanges de liquide et de grains impliqués dans le mélange restent encore méconnus. Dans cette thèse, nous considérons les mécanismes d'interactions apparaissant à l'interface entre un matériau granulaire contenant une quantité variable de liquide et un écoulement de grains secs. En fonction de la quantité de liquide, la phase granulaire humide est soit érodée par l'écoulement sec, soit capte des grains par accrétion granulaire, soit transfère du liquide de la phase humide à la phase sèche par imprégnation. Dans un premier temps, nous nous intéressons aux mécanismes et aux dynamiques d'accrétion granulaire observés lors de l'impact d'un jet dilué de grains secs sur un substrat granulaire saturé en liquide. Nous mettons en avant le rôle du liquide aux interfaces dans la dynamique de croissance et les sources de dissipations énergétiques responsables de la capture des grains secs. Une expérience d'accrétion dans un écoulement dense et cisaillé permet ensuite d'étudier l'influence des propriétés de l'écoulement sur la dynamique de capture et d'établir une loi d'accrétion générale. Une configuration d'accrétion d'un agrégat isolé au sein d'un écoulement granulaire en tambour tournant permet enfin d'étendre notre étude au cas des matériaux granulaires non saturés en liquide, croissant par accrétion avant de s'éroder. Dans un second temps, nous étudions l'imprégnation dans un jet granulaire dense pénétrant dans un réservoir de liquide. En modélisant l'entrée des grains dans l'eau comme l'imprégnation d'un matériau poreux, nous mettons en évidence une relation entre la forme du front d'imbibition et la vitesse d'immersion, et caractérisons l'effet des propriétés physico-chimiques des grains. Ces travaux constituent une avancée dans la compréhension des phénomènes locaux impliqués dans le mélange entre grains et liquide et de la transition d'un milieu granulaire sec à humide.

Granular materials are ubiquitous, both in nature and in industry or in our daily life. Blending grains and liquid is a basic operation at the origin of many industrial processes. Nevertheless, the understanding and the modeling of the mechanisms of exchanges of liquid and grains, implied in the mixing process, remain largely unknown. In this PhD, we propose to investigate the mechanisms of interactions between a granular material containing a variable quantity of liquid and flowing dry grains. Depending on the amount of liquid, the wet granular phase can be eroded by the granular flow, or flowing grains can be captured by granular accretion or the liquid can be transported from the wet to the dry phase by impregnation. First, we focus on the mechanisms and the dynamics of granular accretion observed after the impact of a dilute granular jet on a wet granular substrate. We highlight the role of liquid interfaces on the growth dynamics and the sources of energy dissipations implied in the capture. Then, using an experiment of accretion with a dense and shear granular flow, we study the influence of the flow properties on the dynamics of capture and we propose a general accretion law. The rotating drum configuration with an isolated aggregate in a granular flow allows us to extend our investigation with the situation of unsaturated granular materials growing by accretion before being eroded. In the second part of the PhD, we study the impregnation in a dense granular jet penetrating into a liquid bath. By modeling the grains intrusion as the impregnation of a porous medium, we highlight the link between the shape of the front profile and the immersion speed. We also characterize the influence of the physico-chemical properties of the grains. This work constitutes a first step in the understanding of local phenomena implied in granular blending processes and the transition from dry to wet granular media.; Les matériaux granulaires sont omniprésents, tant dans la nature que dans l'industrie ou dans notre vie quotidienne. Les mélanger à un liquide constitue une opération de base dans de nombreux procédés industriels. Néanmoins, la compréhension et la modélisation des mécanismes d'échanges de liquide et de grains impliqués dans le mélange restent encore méconnus. Dans cette thèse, nous considérons les mécanismes d'interactions apparaissant à l'interface entre un matériau granulaire contenant une quantité variable de liquide et un écoulement de grains secs. En fonction de la quantité de liquide, la phase granulaire humide est soit érodée par l'écoulement sec, soit capte des grains par accrétion granulaire, soit transfère du liquide de la phase humide à la phase sèche par imprégnation. Dans un premier temps, nous nous intéressons aux mécanismes et aux dynamiques d'accrétion granulaire observés lors de l'impact d'un jet dilué de grains secs sur un substrat granulaire saturé en liquide. Nous mettons en avant le rôle du liquide aux interfaces dans la dynamique de croissance et les sources de dissipations énergétiques responsables de la capture des grains secs. Une expérience d'accrétion dans un écoulement dense et cisaillé permet ensuite d'étudier l'influence des propriétés de l'écoulement sur la dynamique de capture et d'établir une loi d'accrétion générale. Une configuration d'accrétion d'un agrégat isolé au sein d'un écoulement granulaire en tambour tournant permet enfin d'étendre notre étude au cas des matériaux granulaires non saturés en liquide, croissant par accrétion avant de s'éroder. Dans un second temps, nous étudions l'imprégnation dans un jet granulaire dense pénétrant dans un réservoir de liquide. En modélisant l'entrée des grains dans l'eau comme l'imprégnation d'un matériau poreux, nous mettons en évidence une relation entre la forme du front d'imbibition et la vitesse d'immersion, et caractérisons l'effet des propriétés physico-chimiques des grains. Ces travaux constituent une avancée dans la compréhension des phénomènes locaux impliqués dans le mélange entre grains et liquide et de la transition d'un milieu granulaire sec à humide.

Colloque avec actes et comité de lecture. Internationale.; International audience; La compréhension des propriétés de mélange dans les matériaux divisés humides représente un enjeu majeur dans de nombreux domaines tels que l'optimisation des procédés ou la prévention des risques géologiques. En effet, les matériaux granulaires sont fréquemment utilisés dans l'industrie, notamment le génie civil où, une fois mélangés à un liquide, ils sont la base de nombreux matériaux de construction (mortier, plâtre, ...). Ces problématiques d'incorporation de liquide sont également primordiales en géophysique pour l'étude de la déstabilisation des sols entrainant des glissements de terrains lors des fortes précipitations. Les propriétés mécaniques des matériaux granulaires humides homogènes sont fortement corrélées à la quantité de liquide qu'ils contiennent [1]. Ainsi, lorsque le liquide est en excès, une suspension granulaire est obtenue, présentant un comportement fluide [2]. A l'inverse, en petite quantité, le liquide forme des ponts capillaires entre les grains, générant de la cohésion et un comportement solide du matériau [3,4]. Au cours du mélange, ces différentes situations peuvent coexister sous forme d'hétérogénéités dans le matériau, nécessitant de tenir compte du déplacement du liquide dans les grains. La dynamique d'écoulement du fluide a été largement étudiée dans le cas de matériaux statiques se comportant comme des empilements poreux [5]. Quelques situations dynamiques d'interaction entre un écoulement granulaire sec et un matériau granulaire humide et statique ont aussi mis en évidence le rôle capital de la fraction liquide de la phase humide. A faible fraction liquide, l'écoulement sec vient éroder la phase humide [6] alors que pour des fractions plus importantes, les grains secs sont captés, par accrétion, par la phase humide pour former un agrégat mécaniquement stable [7]. Le mécanisme physique d'accrétion et l'origine de la dynamique de croissance de l'agrégat restent cependant méconnus. Notre étude vise donc à mieux comprendre la transition entre un matériau granulaire sec en écoulement à un matériau granulaire partiellement saturé lors de l'incorporation de liquide. Nous proposons d'étudier l'accrétion granulaire au moyen d'une expérience modèle d'accrétion horizontale. Un matériau granulaire est projeté horizontalement, sous forme d'un jet dilué, sur le même matériau granulaire humide. Le substrat humide est connecté à un réservoir dont le niveau de liquide est ajustable, permettant ainsi de contrôler la dépression hydrostatique à l'intérieur. Une partie des grains secs sont capturés par la phase humide, engendrant la croissance d'un agrégat horizontal. Des mesures effectuées par tomographie à rayons X indiquent que cet agrégat est saturé et en dépression capillaire. La dynamique de croissance du matériau humide est suivie par vidéo, pour différentes valeurs de la dépression hydrostatique, et révèle une transition entre un régime visqueux limité par le déplacement du fluide entre les grains et un régime de capture limité par la capture des grains secs sur l'agrégat humide. Cette transition est modélisée grâce à un mécanisme associant la courbure locale des ménisques dans le matériau humide à l'efficacité de la capture. [1] P. Møller & D. Bonn, The shear modulus of wet granular matter, Eur. Phys. Lett. 80, 38002 (2007) [2] F. Boyer et al., Unifying suspension and granular rheology, Phys. Rev. Lett. 107, 188301 (2011) [3] S. Herminghaus, Dynamics of wet granular matter, Adv. Phys. 54, 221-244 (2005) [4] M. Scheel et al., Morphological clues to wet granular pile stability, Nat. Mat. 7, 189-193 (2008) [5] M. Reyssat et al., Imbibition in layered systems of packed beads, Eur. Phys. Lett. 86, 56002 (2009) [6] G. Lefebvre & P. Jop, Erosion dynamics of a wet granular medium, Phys. Rev. E 88, 032205 (2013) [7] F. Pacheco-Vazquez et al., Sculpting sandcastles grain by grain: Self-assembled sand towers, Phys. Rev. E 86, 051303 (2012)

Metamorphic soles are m to ~500 m thick tectonic slices welded beneath most large-scale ophiolites (usually ≤ 20 km thick). They typically show a steep inverted metamorphic structure where the pressure (P) and temperature (T) conditions of crystallization increase upward, from the base of the sole (500±100ºC at 0.5±0.2 GPa) to the contact with the overlying peridotite (800±100ºC at 1.0±0.2 GPa). Soles are interpreted as a result of heat transfer from the incipient mantle wedge toward the nascent slab during the first My of intra-oceanic subduction. Metamorphic soles are therefore direct witnesses of petrological processes during early subduction. Their mineralogical assemblage and deformation pattern provide major constraints on the evolution of the thermal structure, on the migration of fluids and on the effective rheology along the nascent slab interface. We present a detailed petrological, (micro-)structural and experimental study, with refined P–T estimates obtained with pseudosection modelling and EBSD measurements, on the garnet-bearing and garnet-free (natural and synthetized) amphibolite. We suggest a new tectonic–petrological model for the formation of metamorphic soles below ophiolites, which involves the stacking of several homogeneous slivers (without any T gradient) of oceanic crust to form the present-day structure of the sole. These successive thrusts are the result of rheological contrasts between the slab material and the peridotites of the upper plate as the plate interface progressively cools. This model outlines the thermal and mechanical complexity of the early subduction dynamics, and highlights the need for more refined numerical modelling studies.; Les semelles métamorphiques sont des unités d’origine océanique (≤ 500 m d’épaisseur) situées à la base des grandes ophiolites obductées (≤ 20 km d’épaisseur). Ces unités sont caractérisées par un gradient métamorphique inverse, où les conditions de pression (P) et de température (T) de cristallisation augmentent de la base vers le contact avec l’ophiolite sus-jacente : depuis 500±100˚C et 0.5±0.2 GPa jusqu'à 800±100˚C et 1.0±0.2 GPa. Formées et exhumées au cours des 2 Ma suivant l’initiation des subductions océaniques, les semelles sont des témoins directs de leur dynamique précoce. Les assemblages minéralogiques qu’elles portent et leur déformation fournissent des contraintes majeures, et rares, sur l’évolution de la structure thermique et sur le comportement mécanique de l’interface de subduction naissante. Au terme d'une étude pétrologique, (micro-) structurale et expérimentale sur les amphibolites naturelles de la semelle de Semail (Oman, UAE) et synthétisées en laboratoire, nous proposons un modèle où la semelle métamorphique résulte d’épisodes multiples d’accrétion d’unités homogènes en P–T (donc sans gradient métamorphique) au cours des premières étapes de subduction océanique. L’écaillage subséquent résulte de changements majeurs dans la distribution de la déformation, du fait des variations des propriétés mécaniques des roches à l’interface de subduction lors de son équilibration thermique et de l’augmentation au cours du temps de la proportion de sédiments entrant en subduction. Ce modèle rend compte d’une grande complexité thermique et mécanique à l’interface de subduction, encore insuffisamment examinée dans les études numériques actuelles.

The formation of the metallic planetary cores is a major event regarding to the evolution of physical and chemical properties of the telluric planets as we know it today. Indeed, the siderophile elements (i.e. which has affinities with metallic phases) abundances in planetary mantles is explained by the conditions of core-mantle segregation. Among these conditions, pressure, temperature and oxygen fugacity are the main ones controlling distribution of the elements between mantle and core. This distribution can only be explained by an equilibrium between metal and silicate obtained in a deep magma ocean, which implies high pressure and high temperature of equilibrium. Moreover, the oxygen fugacity must have varied during core-mantle segregation, in a reduced-to-oxidized path most probably. Another important parameter is whether or not water is present in the primordial magma ocean. Indeed, we now have more and more lines of evidences showing that the volatile elements, especially water, arrived during accretion and therefore during the core-mantle segregation, which means that water can have an effect on the latter phenomenon. Considering this hypothesis, we performed several high pressure-high temperature experiments which allowed us to model the formation of the core under hydrous conditions. These experiments demonstrated that water has a significant effect on the redox state evolution of planetary mantles. We use this redox evolution to constrain models of planetary accretions, based on a mix of EH and CI chondrites, showing a good agreement with models based on isotopic data. The output of these models is the maximum initial concentration in water on the Earth (1.2 -1.8 %wt) and on Mars (2.5-3.5 %wt). Furthermore, these experiments showed a lithophile behavior (i.e. which has affinities with silicated phases) of hydrogen at high pressures, contrary to previous studies. Therefore, the difference between high initial concentrations in water yielded by our accretion models and the estimated actual concentrations on the Earth and Mars (2000 ppm and 200 ppm, respectively) cannot be explained by a hydrogen reservoir in the core. Finally, to improve the models of core-mantle segregation, we showed by numerical simulations the important effect of the magma ocean viscosity on the equilibrium between planetary mantles and cores. it lead us to reevaluate the models of accretion based on experimental data, especially the maximum extent of magma oceans. The evolution of the magma ocean viscosity has therefore significant implications on the final composition of planetary cores (for instance on the sulfur, oxygen and silicon content of the Earth’s and Mars’ core)., La formation des noyaux planétaires métalliques est un évènement majeur pour l’évolution des propriétés physico-chimiques des planètes telluriques telles que nous les connaissons aujourd’hui. En effet, l’abondance des éléments sidérophiles (i.e. qui ont des affinités chimiques avec les phases métalliques) dans les manteaux planétaires s’explique par les conditions dans lesquelles se sont séparées les phases métalliques et silicatées. Au premier rang de ces conditions se trouvent la pression, la température et la fugacité d’oxygène. La distribution des éléments dans le noyau et le manteau ne peut en effet s’expliquer que pour un équilibre obtenu dans un océan magmatique profond, donc à haute pression et haute température ; et dans des conditions d’oxydo-réduction variables, dont l’évolution la plus probable est de passer d’un état réduit à un état oxydé. Un autre paramètre important est la présence ou non d’eau dans l’océan magmatique primitif. En effet, nous disposons de plus en plus d’arguments permettant d’expliquer l’arrivée des éléments volatils, notamment l’eau, pendant l’accrétion, à partir de briques élémentaires qui contiennent ces éléments. Si l’eau est présente tout au long de l’accrétion, et donc pendant la ségrégation du noyau, elle peut donc avoir un effet sur ce dernier phénomène. Dans cette hypothèse, nous avons mené des expériences de haute pression et haute température permettant de modéliser expérimentalement la formation du noyau en condition hydratée. Ces expériences nous ont permis de montrer que la présence d’eau a un effet sur l’évolution de l’état d’oxydation des manteaux planétaires. Cette évolution oxydo-réductive nous a permis de contraindre des modèles d’accrétion basés sur un mélange de chondrites EH et CI, qui confirment des modèles construits à partir de données isotopiques. Ces modèles nous ont permis de contraindre les concentrations primitives maximum en eau probables sur Terre (1,2-1,8 % pds.) et sur Mars (2,5-3,5 % pds.). D’autre part, nos avons mis en évidence le caractère lithophile (i.e. qui a des affinités chimiques avec les phases silicatées) de l’hydrogène à haute pression, a contrario de plusieurs études précédentes. De ce fait, la différence entre les concentrations initiales élevées en eau que nous obtenons dans nos modèles d’accrétion et les concentrations en eau estimées sur Terre et sur Mars actuellement (2000 ppm et 200 ppm, respectivement) ne peut pas être expliquée par un réservoir d’hydrogène dans le noyau. Enfin, pour améliorer les modèles de formation du noyau, nous avons mis en évidence, par des modèles numériques, l’effet important de la viscosité de l’océan magmatique sur le taux d’équilibre entre noyaux et manteaux des planètes telluriques. Cela nous mène à ré-évaluer les modèles de formation des planètes telluriques basés sur des résultats expérimentaux à l’équilibre, notamment l’extension maximale de l’océan magmatique. L’évolution de la viscosité de l’océan magmatique a donc un impact important sur la composition finale des noyaux planétaires (par exemple les teneurs en soufre, oxygène ou silicium des noyaux terrestres et martiens).

National audience

This thesis is dedicated to the development of an End-ta-End model for the X-IFU spectrocalorimeter scheduled for launch in 2028 on board the Athena mission and which will observe the X-ray universe with unprecedented precision. This work has been mainly organized in two parts. I studied first the dynamics of the innermost parts of low mass X-ray binaries using two specific probes of the accretion flow: type I X-ray bursts and kHz quasi-periodic oscillations (kHz QPOs). Starting from the archivai data of the Rossi X-ray Timing Explorer mission and using specific data analysis techniques, I notably highlighted for the first time a reaction of the latter to the former, confirming the tight link between this oscillation and the inner parts of the system. The measured recovery time was also found in conflict with recent claims of an enhancement of the accretion rate following these thermonuclear explosions. From the exhaustive spectral timing analysis of both kHz QPOs in 4U 1728-34, I further confirmed the inconsistancy of their lag energy spectra, pointing towards a different origin for these two oscillations. The study of their covariance spectra, obtained here for the first time, has revealed the key role of the Comptonization layer, and potentially of a more compact part of it, in the emission of the QPOs. In the second part of my thesis, I focused on the development of an End-to-:End simulator for the X-IFU capable of depicting the full process leading to an X-ray observation, from the photon emission by the astrophysical source to their on-board detection. I notably implemented tools allowing the precise comparison of different potential pixel array configurations taking into account the effects of the event reconstruction from the raw data coming from the readout electronics. This study highlighted the advantage of using hybrid arrays containing a small pixel sub-array capable of improving by an order of magnitude the count rate capability of the instrument. An alternative solution would consist in defocusing the mirror during the observation of bright point sources. Being a key component of the overall X-IFU performance, I also thoroughly compared different reconstruction methods of the pixel raw signal. This showed that with a minimal impact on the required on-board processing power, a significant improvement of the final energy resolution could be obtained from more sophisticated reconstruction methods. Taking into account the calibration constraints, the most promising candidate currently appears to be the so-called "resistance space analysis". Taking advantage of the obtained performance characterization of the different foreseen pixel types, I also developed a fast and modular simulation method of the complete instrument providing representative synthetic observations with long exposure times of complex astrophysical sources suffinguish different turbulence regimes in galaxy clusters and to measure abundance and temperature profiles. In the longer run, this simulator will be useful for the study of other scientific cases as well as the analysis of instrumental effects at the full detection plane level such as pixel crosstalk.; Cette thèse est consacrée au développement d'un modèle End-to-End pour le spectrocalorimètre X-IFU qui observera à partir de 2028 l'Univers en rayons X avec une précision jamais atteinte auparavant. Ce travail s'est essentiellement organisé en deux parties. J'ai dans un premier temps étudié la dynamique des parties les plus internes des binaires X de faible masse à l'aide de deux sondes particulières que sont les sursauts X et les oscillations quasi-périodiques au kHz (kHz QPOs). En me basant sur les données d'archive du satellite Rossi X-ray Timing Explorer et sur des méthodes d'analyse spécifiquement développées dans ce but, j'ai notamment pu mettre en évidence pour la première fois une réaction du premier sur le second, confirmant le lien très étroit entre ces oscillations et les parties les plus internes du système. Le temps de rétablissement du système suite aux sursauts entre également en conflit dans la plupart des cas avec l'augmentation supposée du taux d'accrétion suite à ces explosions. Au travers d'une analyse spectro-temporelle complète des deux kHz QPOs de 4U 1728-34, j'ai également pu confirmer l'incompatibilité des spectres de retard des deux QPOs qui suggère une origine différente de ces deux oscillations. L'étude de leurs spectres de covariance, obtenus pour la première fois dans cette thèse, a quant à elle mis en évidence le rôle central de la couche de Comptonisation et potentiellement celui d'une zone particulièrement compacte de la couche limite pour l'émission des QPOs. Dans le second volet de ma thèse, j'ai développé un simulateur End-to-End pour l'instrument X-IFU permettant de représenter l'ensemble du processus menant à une observation scientifique en rayons X, de l'émission des photons par une source jusqu'à leur mesure finale à bord du satellite. J'ai notamment mis en place des outils permettant la comparaison précise de plusieurs matrices de détecteurs en prenant en compte les effets de la reconstruction du signal brut issu des électroniques de lecture. Cette étude a mis en évidence l'intérêt de configurations hybrides, contenant une sous-matrice de petits pixels capables d'améliorer par un ordre de grandeur la capacité de comptage de l'instrument. Une solution alternative consisterait à défocaliser le miroir lors de l'observation de sources ponctuelles brillantes. Situées au coeur de la performance du X-IFU, j'ai également comparé de manière exhaustive différentes méthodes de reconstruction des signaux bruts issus des détecteurs X-IFU. Ceci a permis de montrer qu'à faible coût en termes de puissance de calcul embarquée, une amélioration significative de la résolution en énergie finale de l'instrument pouvait être obtenue à l'aide d'algorithmes plus sophistiqués. En tenant compte des contraintes de calibration, le candidat le plus prometteur apparaît aujourd'hui être l'analyse dans l'espace de résistance. En me servant de la caractérisation des performances des différents types de pixels, j'ai également mis en place une méthode de simulation rapide et modulable de l'ensemble de l'instrument permettant d'obtenir des observations synthétiques à long temps d'exposition de sources X très complexes, représentatives des futures capacités du X-IFU. Cet outil m'a notamment permis d'étudier la sensibilité de cet instrument aux effets de temps mort et de confusion, mais également d'estimer sa future capacité à distinguer différents régimes de turbulence dans les amas de galaxies et de mesurer leur profil d'abondance et de température. A plus long terme ce simulateur pourra servir à l'étude d'autres cas scientifiques, ainsi qu'à l'analyse d'effets à l'échelle de l'ensemble du plan de détection tels que la diaphonie entre pixels.

Cette étude intègre les impacts des houles d’exceptionnelles dans l’appréciation de la mobilité du budget sédimentaire et du trait de côte du cordon littoral ivoirien à l’est d’Abidjan. Les évènements n’ont pas été souvent pris en compte dans l’évaluation de la mobilité du trait de côte du littoral ivoirien, quand on sait qu’une vitesse moyenne de l’évolution d’une côte est le bilan des mouvements (érosion/engraissement) sur celle-ci. La méthode d’appréciation est basée sur une analyse diachronique de photographies aériennes (1979-1989) et sur un important travail de terrain s’appuyant sur la réalisation d’une série de profils topographiques (2007-2009). Le traitement des données montre que la vitesse d’érosion de la baie de Port-Bouet et des plages d’Assinie, qui n’excède généralement pas 1,5 m/an, est exacerbée sur de courtes durées par des houles violentes qui naissent dans l’Océan Atlantique sud. Certaines seraient d’origine sismique comme celles qui ont submergé puis érodé une partie de la côte ivoirienne dans la nuit du 13 au 14 août 2007. La côte a reculé de 2,3 à 18 m en un cycle de marée, causant d’importants dégâts matériels dans la baie d’Abidjan (Port-Bouet) qui a une population dense et des activités économiques intenses. Replacée dans l’évolution pluriannuelle de ces 2 segments de côtes, cette houle qui a considérablement érodé les plages du littoral apparaît comme un évènement exceptionnel tant les volumes érodés au niveau de tous les profils ont été importants. Cette étude met en exergue que le cordon littoral, qui subit de façon généralisée une érosion, présente une sensibilité élevée aux vagues exceptionnelles. This study integrates the impacts of swells with significant morphologic impact in the analysis of the coastal sediment budget and of coastline mobility; in this case, the swells occurring in August 2007 on the coast of the Gulf of Guinea, east of Abidjan. Swells were not often taken into account in the evaluation of the mobility of that coastline, for which all modifications (retreat and accretion) need to be taken into account. For this study, we carried out a diachronic analysis of aerial photographs (1979-1989) and we established a series of topographic profiles (2007-2009), allowing to quantify volumes of deposited or eroded coastal sediments. The application of these methods shows that the coastal erosion rate at Port-Bouet bay and Assinie beaches, which generally does not exceed 1.5 m/y, is exacerbated over short periods by strong swells from the South Atlantic Ocean. Some of them are of seismic origin such as those that submerged and eroded part of the Ivorian coast during the night from 13 to 14 August, 2007. The coastline retreated between 2.3 and 18 m in one tidal cycle, causing significant damages in Port-Bouet (Abidjan Bay) where a dense population and several economic activities are located. Considering the long-term evolution of these 2 coastal segments, this swell which strongly eroded the beaches in Ivory Coast in August 2007 appears as an exceptional event, as volumes of sand eroded from all the beach profiles were significant. The studied coastline is not only continuously eroding, but it has also a high sensitivity to exceptional swells.

This PhD deals with the geomorphologic behavior of the Northern coast of Brittany between the Pointe du Grouin and Cap Frehel. The coastline is comprised of four coastal systems: low coasts (marsh system, and dune system) and rocky coasts (hard rock cliffs, soft rocks cliffs). The dynamics of these systems is controlled by transfers of energy and sediment (from source sites to sink sites). The variation of these transfers in time and space modifies the sedimentary stock and therefore the rate of morphological evolution of the coastline. The dunes / soft cliffs association puit sites and source sites) are especially sensitive to these variations and show many erosion processes and features. Moreover the increase in anthropogenic pressures since the 60s has led to increasing artificial coastal areas. In this context, we trace the recent mobility of the coastline and we try to identify the main types of morphodynamics behavior in the evolution of coastal forms. The analysis is based on the digital processing aerial photography in order to quantify the trends of the evolution. The analysis links the changes with a GIS database describing the factors controlling the evolution of the coastline. Results show that retreat is controlled by accelerated erosion process during storms and by anthropogenic processes. The sediment deficit of some beaches may be related to a shortage of inputs from the soft cliffs. The respective roles of storms and anthropic forcing are highly variable from one site to another and no general rule may be constructed for the entire region, Cette thèse traite du comportement géomorphologique des littoraux situés entre la pointe du Grouin et Cap Fréhel. Ce littoral est composé de quatre systèmes côtiers : des côtes basses (système vaseux et système plage dune), et des côtes rocheuses (système falaise dure et système falaise meuble). La dynamique de ces systèmes est régie par des transferts depuis des sites sources vers des sites puits. La variation de ces transferts, dans le temps et l’espace conditionne le rythme d’évolution du littoral. Les systèmes plages –dunes et falaises meubles (qui sont souvent associés au sein d’une seule cellule sédimentaire en tant que puit et source) sont particulièrement sensibles à ces variations et aux processus d’érosion. De plus, l’augmentation des pressions anthropiques depuis les années 60 a mené à une artificialisation de zones côtières et à une modification profonde des flux sédimentaires. Dans ce contexte, nous retraçons la mobilité récente du trait de côte et nous tentons de reconnaître les principaux types de fonctionnements morphodynamiques à long et à moyen terme. Nous essayons aussi de déterminer le rôle respectif des forçages naturels et anthropiques. L’analyse est fondée sur le traitement numérique de photographies aériennes pour retracer la cinématique du trait de côte et pour quantifier les tendances et les rythmes d’évolution. L’analyse met en relation les variations du trait de côte avec une base de données SIG décrivant les facteurs contrôlant l’évolution. La combinaison des résultats obtenus a permis de noter que le recul du trait de côte est contrôlé par des processus d’érosion accélérée lors d’événements intenses (tempêtes) et par des processus d’érosion anthropique. Le déficit sédimentaire de certaines plages est peut être aussi lié à une pénurie des apports livrés par les falaises meubles. Les rôles respectifs de ces deux forçages (tempêtes et anthropisation) sont hautement variables suivant les sites et aucune règle générale ne peut être établie sur la région. IL n’y a que des cas particuliers.

Accretion columns connect young stars to the surrounding disk of gas and dust. Numerous numerical studies have predicted quasi-periodic oscillations of the shocked structure at the base of these columns. There is, however, no observational evidence of such feature. These simulations rely on the assumption that accreted gas can be described with an optically thin line cooling function. The main goal of my work has been to go beyond this assumption. I started with the improvement of the description of important microscopic processes included in the 1D ALE RHD code AstroLabE. I worked then on the building of adapted opacity tables, to take into account the coupling between radiation and matter. The results show that even by taking into account the absorption of a small fraction of radiation, the dynamics of the shocked gas structure is significantly affected, and the predicted oscillatory behavior may be suppressed. I have concentrated on the coherent modeling of the stellar chromosphere above which the accretion takes place. For this purpose, I used a model based on acoustic waves heating. Although the chromospheric shock waves perturb the dynamics of accretion (which remains periodic), the computed luminosity presents modulations of relative small amplitude. The work highlights the importance of the radiative transfer in the accretion process on young stars and the necessity of an adequate, physically based, description of the radiative transfer. The methods I have developed in this work will foster developments of multi-dimensional simulations.; Des colonnes d'accrétion relient les étoiles jeunes au disque de gaz et de poussière qui les entoure. De nombreuses études numériques ont montré l'existence d'une structure oscillante de plasma choqué au sein de ces colonnes. Cependant, aucune observation n'est en mesure de confirmer l'existence d'un tel phénomène. Ces simulations s'appuient toutes sur le postulat selon lequel le gaz accrété, suit une fonction de refroidissement optiquement mince. L'objectif principal de mon travail a été de m'affranchir de ce postulat. Après avoir amélioré la description de processus microscopiques importants dans le code 1D RHD ALE AstroLabE, j'ai travaillé sur les tables d'opacités, grandeurs clés dans l'interaction entre le champ de rayonnement et la matière. Les résultats obtenus montrent que l'absorption d'une faible fraction du rayonnement est capable d'affecter significativement la dynamique de la structure de gaz choqué, jusqu'à supprimer le comportement oscillatoire prédit. Je me suis également attaché à modéliser de manière cohérente la structure sur laquelle s'effectue l'accrétion: la chromosphère. J'ai pour cela utilisé un modèle simple d'atmosphère chauffée par des ondes acoustiques dégénérant en chocs. Si la dynamique de l'écoulement reste périodique, moyennant quelques perturbations, la luminosité X présente des modulations d'amplitude relativement modestes. Ce travail illustre l'importance du transfert radiatif dans le processus d'accrétion et d'une description réaliste de ce transfert radiatif. Les méthodes qualitatives que j'ai développées, adaptées à une modélisation 1D, ouvrent la voie à d'autres développements, notamment dans le cadre de simulations à plusieurs dimensions.

The Earth contains significant amounts of water and its mantle is highly oxidized compared to the solar nebula canonical conditions, which is inconsistent with the existence of its metallic core and its location in the Solar System. This implies the redox state of the Earth has increased during its early history as suggested in heterogeneous accretion models. Thus, the first building blocks of our planet would have been made of highly reduced material, and the early Earth’s differentiation (core extraction and silicate differentiation) would have taken place under highly reducing conditions (between IW-5.5 and IW-2). The aim of this thesis is to measure the impact of these conditions on rare earth elements (REE) and high field strength elements (HFSE) behavior, and model their distribution into the main reservoirs formed early in Earth’s history. We run about sixteen melting – crystallization experiments, starting from chondritic material and equilibrating it at low (5 GPa) and high (26 GPa) pressure, spanning a redox range going from IW (iron – wüstite buffer) to IW-8. In order to characterize the fO 2 parameter in these extreme conditions, we develop an adapted thermodynamic formalism, based on Si-SiO 2 equilibrium. Analyzing the various equilibrated phases within our experimental samples, we calculate and propose the first crystal (enstatite, bridgmanite = Mg-perovskite, majorite) – silicate liquid, metal – silicate, sulfide – silicate partition coefficients database for HFSE and REE under highly reducing conditions. Using our enstatite-liquid data we develop a fO 2 proxy based on D(Cr)/D(V) ratio and we measure type I chondrule fO 2 as being similar to canonical nebular conditions (IW-7). Our metal-silicate partitioning data prove that Earth core extraction is not responsible for REE fractionation. On the contrary, recording for the first time Nb 2+ and Ta 3+ XANES spectra in silicate glasses and at ppm level concentrations, we prove that Nb and Ta behavior is mainly controlled by fO 2 . Using our partitioning data in a heterogeneous accretion model, we show that sub-chondritic Nb/Ta signature of the silicate Earth (14 ± 0.3) can be the result of the accretion of chondritic material changing with time, combined with the progressive extraction of the core in reducing conditions. This refutes the hypothesis of an oxidized material building the Earth. Our high-pressure experiments show that REE and HFSE partitioning in majorite and bridgmanite is very sensitive to fO 2 . Moreover, iron dismutation process, invoked to explain mantle fO 2 increase during magma ocean crystallization, does not seem to be an efficient mechanism below IW. Finally, our data show that Ti, V, Cr, Mn, Nb and Ta are chalcophiles under highly reducing conditions. Consequently, early extraction of a sulfide melt at an early and reduced stage could have modified chondritic elementary ratios in the silicate Earth. Extraction of a substantial amount of FeS may also cause a Zr/Hf decoupling., La Terre contient une quantité significative d’eau et son manteau est très oxydé par rapport aux conditions canoniques de la nébuleuse solaire, ce qui est contradictoire avec l’existence de son noyau métallique et sa position dans le Système solaire. Ceci implique que l’état rédox de la Terre ait augmenté au début de son histoire. Aujourd’hui, de nombreuses études suggèrent que cette évolution se soit faite à travers une accrétion hétérogène. Ainsi les premières briques élémentaires de notre planète seraient constituées de matériel très réduit et une grande partie de la différenciation précoce (extraction du noyau et différenciation silicatée) se seraient donc déroulées en conditions très réductrices (entre IW-5.5 et IW-2). L’objectif de cette thèse est de mesurer l’impact de ces conditions sur le comportement des terres rares (REE) et des éléments fortement chargés (HSFE), et de modéliser leur répartition dans les différents réservoirs lors de la différenciation précoce de la Terre. Nous réalisons une soixantaine d’expériences de fusion – cristallisation à l’équilibre de matériel chondritique à basse (5 GPa) et haute (26 GPa) pression, dans une gamme de conditions rédox allant de IW (tampon fer – wüstite) à IW-8. Afin de caractériser le paramètre fO 2 dans ces conditions extrêmes, nous développons un formalisme thermodynamique adapté, basé sur l’équilibre Si-SiO 2 . En analysant les différentes phases à l’équilibre dans les différents échantillons, nous calculons et établissons la première banque de données de partage cristal (enstatite, bridgmanite = pérovskite silicatée, majorite) – liquide silicaté, métal-silicate et sulfure-silicate pour les HFSE et les REE en conditions très réductrices. Grâce aux données enstatite – liquide nous développons un proxy de la fO 2 , basé sur le rapport D(Cr)/D(V) et grâce auquel nous mesurons la fO 2 de chondres de type I comme étant similaires aux conditions canoniques de la nébuleuse (IW-7). Nos données de partage métal – silicate prouvent que l’extraction du noyau terrestre n’est pas à l’origine d’un fractionnement des terres rares. Au contraire, en mesurant pour la première fois le spectre XANES du Nb 2+ et du Ta 3+ dans des verres silicatés à des teneurs de l’ordre du ppm, nous prouvons que le comportement de Nb et Ta est contrôlé par la fO 2 . En intégrant nos données de partage à un modèle d’accrétion hétérogène nous montrons que la signature sous-chondritique en Nb/Ta de la Terre silicatée peut être le résultat de l’accrétion d’un matériel chondritique évoluant avec le temps combinée à l’extraction du noyau en conditions réductrices, ce qui réfute l’hypothèse d’une Terre se formant à partir d’un matériel oxydé. Nos expériences de haute pression montrent que le partage des REE et des HFSE dans la majorite et la bridgmanite est très sensible à la fO 2. De plus, le processus de dismutation du fer, invoqué pour expliquer l’augmentation de la fO 2 du manteau lors de la cristallisation de l’océan magmatique, ne semble pas être un mécanisme efficace en-dessous de IW. Enfin, nos données montrent que Ti, V, Cr, Mn, Nb et Ta sont chalcophiles en conditions très réductrices. L’extraction précoce d’un liquide sulfuré dans ces conditions a donc pu modifier les rapports élémentaires supposés chondritiques dans la Terre silicatée. L’extraction d’une importante quantité de FeS pourrait aussi être à l’origine d’un découplage Zr/Hf.

L’étude a été menée sur un secteur de 90 km de long du littoral sud de la Sicile (Italie), à partir de l’analyse diachronique de cartes topographiques, de photographies aériennes entre 1967 et 2008, et des outils d'analyse spatiale. Une série d’informations a été obtenue sur les zones en érosion ou en accrétion, sur le modèle de circulation générale des sédiments et sur la distribution de cellules littorales. Les structures anthropiques et les promontoires naturels constituent d'importantes limites divisant le littoral en cellules morphologiques. L’examen des ports, à Scoglitti, Punta Secca, Marina di Ragusa, Donnalucata et Pozzallo, montre que la plupart d’entre eux fonctionne comme des limites au transit sédimentaire prédominant, dirigé vers l’est, causant ainsi une accrétion du côté amont-dérive (ouest) et une érosion du côté aval-dérive (est) de ces structures. Au cours de la période 1967-2008, environ 62 000 m2 et 42 000 m2 de surface de plage ont été respectivement formées en amont-dérive des ports de Scoglitti et Donnalucata. La construction du port de Pozzallo a donné lieu à une limite de convergence qui a favorisé une importante accumulation (94000 m2) à l’est de la structure portuaire. Les structures naturelles, les plus importantes, ont été observées à Punta Zafaglione, Punta Braccetto et Cava d'Aliga. La connaissance de la distribution des cellules littorales acquiert une grande importance pour la gestion de l’érosion côtière, qui peut être atténuée par l'installation de systèmes de contournement dans les ports, les marinas et par le rechargement des zones en érosion, souvent situées en aval-dérive des ports et des marinas (si ces structures fonctionnent comme limite au transit) et dans la partie centrale des cellules littorales (lorsque ces structures fonctionnent en tant que limites de convergence). Geomorphologic information, topographic maps (dated 1967), aerial photographs (dated from 1999 to 2008), and spatial analysis procedures were used to investigate a 90 km long coastal sector in South Sicily (Italy). Information was obtained on coastal erosion/accretion areas, global sediment circulation pattern and littoral cells distribution. Human-made structures and natural headlands constituted important artificial limits dividing littoral in morphological cells. Ports and marinas were observed at Scoglitti, Punta Secca, Marina di Ragusa, Donnalucata and Pozzallo. Most of them worked as “transit“ limits which interrupted predominant, eastward directed sedimentary transport, this way generating accretion in updrift (west) side of mentioned structures and erosion in downdrift (east) side. During the 1967-2008 period, about 62,000 m2 and 42,000 m2 of beach surface were respectively formed updrift of Scoglitti and Donnalucata ports. The construction of Pozzallo port gave rise to the formation of a “convergent” limit which favoured large accretion (94,000 m2) east of port structure. Most important natural structures were observed at Punta Zafaglione, Punta Braccetto and Cava d’Aliga. The knowledge of littoral cells distribution acquires a great importance for appropriate management of coastal erosion processes which may be mitigated installing by-passing systems in ports and marinas and carrying out nourishment works in eroding areas, often located downdrift of mentioned structures (when they work as transit limits) and in central part of littoral cells (when they work as convergent limits).

Sagittarius A⋆ is the supermassive black hole at the Galactic center. Due to its proximity, this specimen is an excellent laboratory to study the accretion processes occurring around black holes and to constrain the duty cycle of these objects. Sgr A* is currently extremely faint and despite the detection of daily flares, its luminosity remains at least eight orders of magnitude below its Eddington luminosity, making this specimen one of the least luminous known supermassive black holes. The radiative processes responsible for the daily variations of its luminosity have not been clearly identified yet. We present the results of a multi-wavelength campaign observing Sgr A* simultaneously in X-rays and in the near-infrared, using the XMM-Newton observatory and the VLT/NACO instrument. We studied the spectral variability of Sgr A* using the infrared data we obtained through a spectro-imaging technique. Uncertainties linked to the systematic errors are still large but the first tests applied seem to show that the spectral index of Sgr A* could depend on the black hole luminosity. On longer timescales, we demonstrate that Sgr A* experienced a higher level of activity in the recent past. Indeed, echoes of its past activity can be detected in the molecular material surrounding the black hole. They are traced by a strong signal in the iron fluorescence line at 6.4 keV. We achieved a complete and systematic study of this variable emission detected from the central molecular zone, using Chandra and XMM-Newton observatories. Our results confirm that Sgr A* experienced intense flares in the past few centuries, with a luminosity at least six orders of magnitude higher than its current one. In particular, we highlight for the first time the existence of two distinct transient events of relatively short duration, which are probably due to catastrophic events. These results are the first step needed to include Sgr A*’s activity into a broader understanding of the galactic nuclei.; Le centre de la Galaxie abrite un trou noir supermassif, Sagittarius A*. Sa proximité en fait un laboratoire privilégié pour étudier les phénomènes d’accrétion à l’œuvre autour des trous noirs et contraindre le cycle d’activité de ces astres. Sgr A* est actuellement extrêmement peu lumineux et malgré des sursauts d’activité quotidiens sa luminosité demeure au moins huit ordres de grandeur en dessous de sa luminosité d’Eddington. Cet objet est ainsi l’un des trous noirs supermassifs connus les moins lumineux. Les mécanismes radiatifs à l’origine des variations quotidiennes observées ne sont pas clairement identifiés. Nous présentons les résultats d’une campagne d’observation multi-longueurs d’onde visant à mesurer le spectre de ces événements simultanément en rayons X et en infrarouge proche, à l’aide de l’observatoire XMM-Newton et de l’instrument VLT/NACO. Les données infrarouges obtenues grâce à la technique de spectro-imagerie en bande large ont permis d’étudier la variabilité du spectre de Sgr A* en infrarouge. Les incertitudes liées aux erreurs systématiques sont encore importantes mais les premiers tests réalisés semblent indiquer que l’indice spectral pourrait dépendre de la luminosité du trou noir. Sur des échelles de temps plus grandes, nous montrons également que Sgr A* n’a pas toujours été aussi peu actif. Des traces de son activité passée sont en effet visibles dans la matière moléculaire directement autour du trou noir, notamment sous la forme d’un rayonnement réfléchi visible dans la raie de fluorescence du fer à 6.4 keV. Nous avons réalisé une étude complète et systématique des variations de cette émission détectée dans la zone moléculaire centrale en utilisant les observatoires Chandra et XMM-Newton. Nos résultats confirment que Sgr A* a connu des sursauts intenses au cours des derniers siècles, au moins six ordre de grandeur en dessus de la luminosité actuelle. En particulier, nous avons mis en évidence, pour la première fois, la présence de deux événements transitoires distincts de relativement courte durée, probablement liés à des événements catastrophiques. Ces résultats constituent une première étape pour relier l’activité de ce trou noir spécifique aux autres noyaux de galaxie présents dans l’Univers.

Accretion columns connect young stars to the surrounding disk of gas and dust. Numerous numerical studies have predicted quasi-periodic oscillations of the shocked structure at the base of these columns. There is, however, no observational evidence of such feature. These simulations rely on the assumption that accreted gas can be described with an optically thin line cooling function. The main goal of my work has been to go beyond this assumption. I started with the improvement of the description of important microscopic processes included in the 1D ALE RHD code AstroLabE. I worked then on the building of adapted opacity tables, to take into account the coupling between radiation and matter. The results show that even by taking into account the absorption of a small fraction of radiation, the dynamics of the shocked gas structure is significantly affected, and the predicted oscillatory behavior may be suppressed. I have concentrated on the coherent modeling of the stellar chromosphere above which the accretion takes place. For this purpose, I used a model based on acoustic waves heating. Although the chromospheric shock waves perturb the dynamics of accretion (which remains periodic), the computed luminosity presents modulations of relative small amplitude. The work highlights the importance of the radiative transfer in the accretion process on young stars and the necessity of an adequate, physically based, description of the radiative transfer. The methods I have developed in this work will foster developments of multi-dimensional simulations., Des colonnes d'accrétion relient les étoiles jeunes au disque de gaz et de poussière qui les entoure. De nombreuses études numériques ont montré l'existence d'une structure oscillante de plasma choqué au sein de ces colonnes. Cependant, aucune observation n'est en mesure de confirmer l'existence d'un tel phénomène. Ces simulations s'appuient toutes sur le postulat selon lequel le gaz accrété, suit une fonction de refroidissement optiquement mince. L'objectif principal de mon travail a été de m'affranchir de ce postulat. Après avoir amélioré la description de processus microscopiques importants dans le code 1D RHD ALE AstroLabE, j'ai travaillé sur les tables d'opacités, grandeurs clés dans l'interaction entre le champ de rayonnement et la matière. Les résultats obtenus montrent que l'absorption d'une faible fraction du rayonnement est capable d'affecter significativement la dynamique de la structure de gaz choqué, jusqu'à supprimer le comportement oscillatoire prédit. Je me suis également attaché à modéliser de manière cohérente la structure sur laquelle s'effectue l'accrétion: la chromosphère. J'ai pour cela utilisé un modèle simple d'atmosphère chauffée par des ondes acoustiques dégénérant en chocs. Si la dynamique de l'écoulement reste périodique, moyennant quelques perturbations, la luminosité X présente des modulations d'amplitude relativement modestes. Ce travail illustre l'importance du transfert radiatif dans le processus d'accrétion et d'une description réaliste de ce transfert radiatif. Les méthodes qualitatives que j'ai développées, adaptées à une modélisation 1D, ouvrent la voie à d'autres développements, notamment dans le cadre de simulations à plusieurs dimensions.

Granular media, dry and wet, are ubiquitous in natural environment and industry. However, how to mix a liquid in a granular medium is still an open question. More precisely, the mechanisms implied in the mixing and the related physics are not known. How will evolve a heterogeneous system containing highly saturated areas and dry areas, whose properties are very different? This work starts with the study of the erosion mechanism of a wet cohesive granular medium by a dry flow. The first part focuses on the dynamics of the process in a tumbler. We have showed that the liquid properties have a special influence on the capillary bridges rupture dynamics. On the other hand, fluctuations of the stress applied by the flow have proved to be crucial in this phenomenon. An inclined channel setting for the granular erosion has revealed an instability, based on the coupling between erosion and the shape of the interface. We have determined the conditions of occurrence of this instability, and described the morphology of the created structures. Finally, we have studied the accretion mechanism, involved in the liquid transport by the creation of new capillary bridges, allowing to agglomerate grains., Les milieux granulaires, secs et humides, sont omniprésents dans la nature et également dans l'industrie. Néanmoins, à ce jour la façon dont est obtenue un mélange de liquide avec un matériau granulaire est mal connue. En particulier, on ignore les mécanismes permettant de réaliser le mélange, et la physique qui les gouverne. Comment un système hétérogène avec des zones riches en liquide et d'autres sèches, aux propriétés très différentes, va-t-il évoluer ? Ce travail commence par l'étude du mécanisme d'érosion d'un milieu granulaire humide et cohésif par un écoulement sec. Une première partie traite de la dynamique de ce processus dans une géométrie de tambour tournant. Nous avons pu observer que les propriétés des liquides impliqués ont une influence particulière sur la dynamique de rupture des ponts capillaires. Par ailleurs, les fluctuations de contrainte de l'écoulement se sont révélées cruciales dans ce phénomène. La mise en œuvre de l'érosion granulaire dans une géométrie de canal incliné a permis d'observer un phénomène d'instabilité basé sur le couplage entre l'érosion et la forme de l'interface. Nous avons déterminé les conditions d'existence de cette instabilité, et détaillé la morphologie des structures créées. Enfin nous avons étudié le mécanisme d'accrétion, qui participe au transport du liquide par la création de nouveaux ponts capillaire permettant l'agglomération de grains.

La morphologie des littoraux meubles est complexe et s’organise tres souvent sur des secteurs longs de plusieurs kilometres, ou interagissent un grand nombre de facteurs physiques, biologiques et sedimentaires. Dans ces environnements, la tendance naturelle d’erosion est acceleree par des interventions humaines limitant le volume des sediments essentiel au maintien des plages et a la stabilite du trait de cote (PASKOFF, 1998). Ceci conduit a des perturbations dans les evolutions cotieres. Localement, les effets des ouvrages de protection (digues, epis, ouvrages portuaires) contribuent a un desequilibre de la dynamique sedimentaire littorale. Raison pour laquelle, le recours a la technique de la photo-interpretation, a differentes dates, permet une vision generale et retrospective des phenomenes. La facilite de traitement et la fiabilite des resultats obtenus amenent un grand nombre de recherches a utiliser les cliches aeriens, dont l’analyse diachronique permet de mettre en evidence les transferts sedimentaires. La plage de Souira Qdima, a l’extreme segment sud du littoral de Safi, constitue une etendue de sable sur la rive droite de l’oued Tensift. Elle est le siege d’un amenagement excessif, qui conduit a une degradation totale de la dune, par construction d’un grand complexe touristique. Cependant, la rive gauche est une plage sableuse a galets, qui evolue en dehors des actions anthropiques (tendance naturelle). Afin d’apprehender l’evolution morphologique de ce systeme sableux a differentes echelles de temps, sur une longue periode, nous avons compile des positions de trait de cote a differentes epoques. Cette analyse diachronique du trait de cote, 1954 a 2006, met en evidence un decoupage spatial de la plage, en surface d’erosion et d’accretion, et permet de visualiser l’evolution morphologique dans le temps. Les resultats obtenus montrent une evolution tres irreguliere avec des periodes de stabilite, de recul ou d’avancee du rivage.

The study is part of the ANR-Forgeco project and aims to describe the evolution of three forested landscapes (excluding state forests) in the Orleanais natural area. This diachronic analysis by air photo interpretation between 1949 and 2006 shows a significant change in the forest area at the expense of open habitats. This natural accretion is mainly composed by broadleaved stands. One interesting point is the less urban landscape that illustrates a gradual reduction of hedges in favor of forests. A simple projection of theses results in 2026 highlights the forest cover progression with a mean rate near 60% and a decrease in open areas around 20% of the landscape.; La présente étude s'inscrit dans le cadre du projet ANR-Forgeco et a pour but de décrire l'évolution de trois paysages boisés (hors forêt publique) de la région naturelle de l'Orléanais. Cette analyse diachronique par photo-interprétation entre 1949 et 2006 montre une évolution importante de la surface forestière au détriment des milieux ouverts. Cette accrétion, d'origine naturelle est principalement constituée de peuplements feuillus. Un résultat intéressant concerne le paysage le moins urbain qui s'illustre par une diminution progressive des haies au profit de la forêt. Une simple projection de la tendance à l'horizon 2026 souligne la progression forestière par un taux de boisement moyen proche des 60 % et une diminution des milieux ouverts aux alentours de 20 % d'occupation du sol.

The study of the high energy emission is essential for understanding the radiative processes inherent to accretion flows onto compact objects (black holes and neutron stars). The X/-ray continuum of these systems is successfully interpreted in terms of two components. The first component corresponds to blackbody emission from a geometrically thin optically thick accretion disk while the second component is generally associated to Compton scattering of the thermal disk flux off hot electrons. Despite considerable advances throughout the years, the heating mechanisms as well as the structure of the hot Comptonizing plasma remain poorly understood. In order to shed light on the physical processes that govern the innermost regions of the accretion flow, we take advantage of the data archive accumulated by the SPI instrument, a high energy spectrometer (20 keV - 8 MeV) developed at the CESR (now IRAP, Toulouse, France) for the INTEGRAL mission. Above 150 keV, SPI combines a unique spectral resolution with unequalled sensitivity, being thus an ideal tool to study the high energy emission of accreting compact objects. The thesis manuscript reports on the results of timing and spectral studies of three particular systems. First, I address the high energy emission of the enigmatic microquasar GRS 1915+105, a source characterized by colossal luminosity and strong chaotic variability in X-rays. On a timescale of about one day, the photon index of the 20 - 200 keV spectrum varies between 2.7 and 3.5 ; at higher energies (>150 keV), SPI unveils the systematic presence of an additional emission component, extending without folding energy up to ~500 keV. Second, I study the high energy emission of GX 339-4, a source whose spectral properties are representative of black hole transients. The spectrum of the luminous hard state of this system shows a variable high energy tail (>150 keV), with significant flux changes on a short timescale (several hours). I explain the observed spectral variability in the framework of a new Comptonization model which accounts self-consistently for the presence of a magnetic field and introduce a purely non-thermal scenario as an alternative interpretation of the luminous hard state of accreting black hole binaries. Finally, I present a long term study of the high energy emission of the X-ray burster GS 1826-24. The accretion flow being extraordinarily stable, I integrated over 8 Msec of data allowing to measure the average source spectrum up to 500 keV. Once again, there is strong evidence for a hard spectral tail above 150 keV, establishing that this feature is not exclusively associated to black hole systems. I compare the results obtained for the three sources and discuss the possible physical origins of the high energy emission of stellar-size compact objects, emphasizing that all observed spectral shapes can be explained by a non-thermal magnetized corona model.; L'étude de l'émission haute énergie est indispensable pour comprendre les processus radiatifs inhérents aux flots d'accrétion sur les objets compacts (trous noirs et étoiles à neutrons). Le continuum X/γ d'un tel système est généralement interprété selon deux composantes. La première traduit la présence d'un disque d'accrétion alors que la deuxième, à plus haute énergie (>20 keV), peut s'expliquer par des diffusions Compton inverses entre électrons chauds et photons de plus basse énergie. Les mécanismes de chauffage des électrons et la structure du milieu de Comptonisation restent cependant mal connus. Pour approfondir notre compréhension des processus physiques qui gouvernent ce milieu, nous disposons d'une quantité importante de données issues de l'instrument SPI, un spectromètre haute énergie (20 keV - 8 MeV) développé au CESR (désormais IRAP, Toulouse, France) pour la mission INTEGRAL de l'ESA. Au-dessus de 150 keV, SPI réunit une résolution spectrale et une sensibilité sans précédent et constitue donc un outil idéal pour l'étude de l'émission haute énergie des objets compacts. Le manuscrit présente les résultats d'une étude spectrale et temporelle de trois systèmes particuliers. Le premier est l'énigmatique microquasar GRS 1915+105, caractérisé par une forte variabilité en rayons X et une luminosité colossale. Sur une échelle de temps de l'ordre du jour, l'indice de photon dans la bande 20 - 200 keV varie entre 2.7 et 3.5 ; à plus haute énergie (>150 keV), les mesures de SPI montrent la présence systématique d'une composante additionnelle qui s'étend sans coupure jusqu'à ~500 keV. Le deuxième système abordé est GX 339-4, une source dont le comportement spectral est représentatif des systèmes à trou noir. Les mesures de SPI ont révélé que le spectre de son état dur lumineux présente une composante énergétique (>150 keV) qui varie sur une échelle de temps de quelques heures. Pour expliquer ce phénomène, je propose une interprétation alternative de l'état dur grâce à un nouveau modèle qui inclut les effets du champ magnétique de manière auto-cohérente. Enfin, cette thèse comprend l'étude de la source GS 1826-24, un système à étoile à neutrons. Le flot d'accrétion étant extraordinairement stable, plus de 8 Msec de données ont pu être intégrées ce qui a permis de détecter la source jusqu'à plus de 500 keV. Une fois de plus, les mesures ont mis en évidence une composante haute énergie dans le spectre moyen ; cette caractéristique n'est donc pas exclusivement associée aux systèmes à trou noir. Après comparaison des résultats obtenus pour les trois sources, je discute les possibles origines physiques de l'émission haute énergie des systèmes accrétants, concluant que toutes les formes spectrales observées peuvent être expliquées par une couronne magnétique alimentée par des processus d'accélération non-thermiques.

The study of the high energy emission is essential for understanding the radiative processes inherent to accretion flows onto compact objects (black holes and neutron stars). The X/-ray continuum of these systems is successfully interpreted in terms of two components. The first component corresponds to blackbody emission from a geometrically thin optically thick accretion disk while the second component is generally associated to Compton scattering of the thermal disk flux off hot electrons. Despite considerable advances throughout the years, the heating mechanisms as well as the structure of the hot Comptonizing plasma remain poorly understood. In order to shed light on the physical processes that govern the innermost regions of the accretion flow, we take advantage of the data archive accumulated by the SPI instrument, a high energy spectrometer (20 keV - 8 MeV) developed at the CESR (now IRAP, Toulouse, France) for the INTEGRAL mission. Above 150 keV, SPI combines a unique spectral resolution with unequalled sensitivity, being thus an ideal tool to study the high energy emission of accreting compact objects. The thesis manuscript reports on the results of timing and spectral studies of three particular systems. First, I address the high energy emission of the enigmatic microquasar GRS 1915+105, a source characterized by colossal luminosity and strong chaotic variability in X-rays. On a timescale of about one day, the photon index of the 20 - 200 keV spectrum varies between 2.7 and 3.5 ; at higher energies (>150 keV), SPI unveils the systematic presence of an additional emission component, extending without folding energy up to ~500 keV. Second, I study the high energy emission of GX 339-4, a source whose spectral properties are representative of black hole transients. The spectrum of the luminous hard state of this system shows a variable high energy tail (>150 keV), with significant flux changes on a short timescale (several hours). I explain the observed spectral variability in the framework of a new Comptonization model which accounts self-consistently for the presence of a magnetic field and introduce a purely non-thermal scenario as an alternative interpretation of the luminous hard state of accreting black hole binaries. Finally, I present a long term study of the high energy emission of the X-ray burster GS 1826-24. The accretion flow being extraordinarily stable, I integrated over 8 Msec of data allowing to measure the average source spectrum up to 500 keV. Once again, there is strong evidence for a hard spectral tail above 150 keV, establishing that this feature is not exclusively associated to black hole systems. I compare the results obtained for the three sources and discuss the possible physical origins of the high energy emission of stellar-size compact objects, emphasizing that all observed spectral shapes can be explained by a non-thermal magnetized corona model.; L'étude de l'émission haute énergie est indispensable pour comprendre les processus radiatifs inhérents aux flots d'accrétion sur les objets compacts (trous noirs et étoiles à neutrons). Le continuum X/γ d'un tel système est généralement interprété selon deux composantes. La première traduit la présence d'un disque d'accrétion alors que la deuxième, à plus haute énergie (>20 keV), peut s'expliquer par des diffusions Compton inverses entre électrons chauds et photons de plus basse énergie. Les mécanismes de chauffage des électrons et la structure du milieu de Comptonisation restent cependant mal connus. Pour approfondir notre compréhension des processus physiques qui gouvernent ce milieu, nous disposons d'une quantité importante de données issues de l'instrument SPI, un spectromètre haute énergie (20 keV - 8 MeV) développé au CESR (désormais IRAP, Toulouse, France) pour la mission INTEGRAL de l'ESA. Au-dessus de 150 keV, SPI réunit une résolution spectrale et une sensibilité sans précédent et constitue donc un outil idéal pour l'étude de l'émission haute énergie des objets compacts. Le manuscrit présente les résultats d'une étude spectrale et temporelle de trois systèmes particuliers. Le premier est l'énigmatique microquasar GRS 1915+105, caractérisé par une forte variabilité en rayons X et une luminosité colossale. Sur une échelle de temps de l'ordre du jour, l'indice de photon dans la bande 20 - 200 keV varie entre 2.7 et 3.5 ; à plus haute énergie (>150 keV), les mesures de SPI montrent la présence systématique d'une composante additionnelle qui s'étend sans coupure jusqu'à ~500 keV. Le deuxième système abordé est GX 339-4, une source dont le comportement spectral est représentatif des systèmes à trou noir. Les mesures de SPI ont révélé que le spectre de son état dur lumineux présente une composante énergétique (>150 keV) qui varie sur une échelle de temps de quelques heures. Pour expliquer ce phénomène, je propose une interprétation alternative de l'état dur grâce à un nouveau modèle qui inclut les effets du champ magnétique de manière auto-cohérente. Enfin, cette thèse comprend l'étude de la source GS 1826-24, un système à étoile à neutrons. Le flot d'accrétion étant extraordinairement stable, plus de 8 Msec de données ont pu être intégrées ce qui a permis de détecter la source jusqu'à plus de 500 keV. Une fois de plus, les mesures ont mis en évidence une composante haute énergie dans le spectre moyen ; cette caractéristique n'est donc pas exclusivement associée aux systèmes à trou noir. Après comparaison des résultats obtenus pour les trois sources, je discute les possibles origines physiques de l'émission haute énergie des systèmes accrétants, concluant que toutes les formes spectrales observées peuvent être expliquées par une couronne magnétique alimentée par des processus d'accélération non-thermiques.

This thesis gathers a series of observational and phenomenological studies pertaining to compact objects at the center of our Galaxy, i.e. the central supermassive black hole, Sagittarius A*, and neutron stars hosted by X-ray bursters. The first part deals with Sgr A*, which is subject to daily flares of unknown origins, both from the point of view of the triggers and the radiation mechanisms. This flaring activity has been probed by several extensive multiwavelength campaigns (in gamma-rays, X-rays, infrared and submillimeter) conducted between 2007 and 2009. Data recorded simultaneously by the XMM-Newton/EPIC, INTEGRAL/ISGRI+JEM-X, Fermi/LAT, VLT/NACO+VISIR, and APEX/LABOCA instruments, during new major flares, have helped characterize in detail the spectral and temporal behaviors of these eruptions, and constrain the non-thermal emission models of the radiative medium (synchrotron, inverse Compton, expanding plasmoïd). In a second section, a score of type I X-ray bursts from two transient low-mass X-ray binaries in the Galactic nucleus, GRS 1741.9-2853 and AX J1745.6-2901, have been examined through the data of various low-energy X-ray satellites (2-30 keV). These observations have been discussed in the relatively well established theoretical frame of thermonuclear explosions in a plasma of hydrogen and helium, built up at the surfaces of accreting neutron stars., Ce manuscrit rassemble une série de travaux observationnels et phénoménologiques relatifs à des objets compacts variables du centre de notre Galaxie, à savoir le trou noir supermassif central, Sagittarius A*, et des étoiles à neutrons hébergées par des sursauteurs X. La première partie traite de la source Sgr A*, sujette à des éruptions quotidiennes, dont les mécanismes déclencheurs et les processus de rayonnement sont encore inconnus. Cette activité éruptive a été sondée par l'intermédiaire de plusieurs vastes campagnes d'observations multi-longueurs d'onde (en rayons gamma, rayons X, infrarouge et submillimétrique) étalées entre 2007 et 2009. Des données recueillies simultanément par les instruments XMM-Newton/EPIC, INTEGRAL/ISGRI+JEM-X, Fermi/LAT, VLT/NACO+VISIR et APEX/LABOCA, lors de plusieurs nouvelles éruptions majeures, ont ainsi permis de caractériser en détail le comportement spectro-temporelle de ces dernières et de contraindre les modèles d'émissions non-thermiques du milieu radiatif (synchrotron, Compton inverse, plasmoïde en expansion). Dans un second temps, une vingtaine de sursauts X de type I en provenance de deux binaires X de faible masse, transitoires, du noyau Galactique, GRS 1741.9-2853 et AX J1745.6-2901, ont été examinés à travers les données de différents satellites X de basse énergie (2-30 keV). Ces observations ont été discutées dans le cadre théorique, relativement bien établi, d'explosions thermonucléaires d'un mélange hydrogène-hélium, amassé à la surface d'étoiles à neutrons accrétantes.

Cette HDR est dédiée à l'études des binaires X et de leurs propriétés. Je me penche plus particulièrement sur l'étude d'une famille de systèmes récemment mise en avant par le satellite INTEGRAL et constitués d'une étoile à neutrons et d'une supergéante, où l'accrétion est "directe", et aborde ensuite mes travaux sur les microquasars. Dans ces derniers le système est composé d'un trou noir et d'une étoile de faible masse ; l'accrétion s'y fait via un disque. Dans ce document je présente tout d'abord les aspects purement astronomiques (astrométrie, caractérisation des sources) et progresse vers l'analyse physique de leurs émissions (spectrométrie, photométrie) après avoir discuté des résultats obtenus par une approche purement phénoménologique de ces populations de sources. Lors de l'approche physique je montre tout d'abord comment les rayons X peuvent permettre une radiographie du système, et les conclusions qu'il est possible d'obtenir sur l'environnement local du système : vent stellaire, cocon absorbant, interaction vent stellaire/émission X. Dans le cadre des microquasars les analyses systématiques de ces objets m'ont permis de contraindre certains liens entre phénomènes d'accrétion et d'éjection. Je présente ainsi les conclusions qu'il est possible de tirer des bases de données multi-longueurs d'onde. Je décris alors trois modèles théoriques concurrents et les confronte avec les résultats observationnels.

I report on a comprehensive analysis of the kilohertz quasi-periodic oscillations (kHz QPO) detected from low-mass X-ray binaries with the Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). I present the methods used to process the data to detect kHz QPO, to estimate their parameters and to reconstruct their time-frequency dependencies. I have validated these methods with simulated data. Using data of 7 different sources observed over about 15 years, the drop of the quality factor of the lower kHz QPO above 700-850 Hz is shown in 7 sources. This drop is confirmed sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 and 4U 1820-303 using a larger data set. For the first time, the drop is seen in Aquila X-1 and 4U 0614+09. If this drop is due to an approach towards the innermost stable circular orbit (ISCO), it implies a gravitational neutron star mass ranging from 1.9 to 2.1 M. This relatively high neutron star mass is still consistent with modern equations of state. The separation frequency between the twin kHz QPO is also studied for 4U 0614+09 and Aquila X-1. In Aquila X-1, the frequency separation is measured for the first time at 280 Hz, fully consistent with the half of the rotational frequency of the neutron star \mu_spin/2. In 4U 0614+09, a constant frequency separation around 320 Hz is measured; consistent with previous results obtained using a limited data set. This value is significantly different from the frequency measured in one X-ray burst with the BAT onboard SWIFT (414 Hz). In 4U 0614+09, the frequency separation would not be linked to \mu_spin. However, before drawing theoretical conclusions, the spin frequency measured for 4U 0614+09 must be confirmed. Finally, I study the distribution of the frequency ratios in 3 different neutron star kHz QPO sources, namely Sco X-1, 4U 1636-536 and 4U 0614+09. Distributions of frequency ratios of twin kHz QPO cluster around 1.5 for the 3 systems. This clustering has been previously reported in Sco X-1 and 4U 1636-536 and used as an argument supporting resonance based models. Based on a much larger data set, our study shows that in 4U 1636-536, 4U 0614+09 and Sco X-1, the clustering observed is a consequence of the frequency dependance of the statistical significance of the kHz QPO detection. Albeit always present, twin kHz QPO can only be detected together on the same timescales over limited frequency ranges, leading to a cluster around 1.5 in the distribution of frequency ratios. This cluster is not due to preferred frequencies in the system, a prediction of resonance based models.; Cette thèse est consacrée à l'étude des propriétés des oscillations quasi périodiques au kilo Hertz (kHz QPO) dans les systèmes binaires X de faible masse. Pour détecter les kHz QPO, mesurer leurs paramètres et suivre leur évolution dans le temps, j'ai développé des méthodes d'analyse qui s'appliquent aux données acquises par le satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). J'ai validé ces méthodes sur des données simulées. L'analyse des données de sept sources observées pendant 15 ans avec l'instrument Proportional Counter Array a mis en évidence la chute de cohérence des oscillations au-delà de 700-850 Hz pour tous les systèmes étudiés. Ce résultat obtenu par les précédentes études sur les sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 et 4U 1820-303 est confirmé en utilisant un ensemble de données plus important. Cette chute de cohérence est observée pour la première fois pour les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Dans l'hypothèse où celle-ci est la signature de la dernière orbite stable prédite par la relativité générale, la masse de l'étoile à neutrons est évaluée à 1.9-2.1 M. Cette masse, quoique élevée, est compatible avec certaines équations d'état de la matière super condensée. J'ai étudié la séparation en fréquence entre les kHz QPO jumeaux dans les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Pour le système Aquila X-1, cette séparation en fréquence est mesurée pour la première fois à 280 Hz, proche de la moitié de la fréquence de rotation de l'étoile à neutrons (\mu_spin/2). Pour 4U 0614+09, la séparation est constante à 320 Hz et très différente de la fréquence à 414 Hz de l'oscillation détectée dans un sursaut X observé avec le BAT de SWIFT et assimilée à \mu_spin. Cette séparation est comparable à celle mesurée à partir d'un ensemble de données moins important. Dans le système 4U 0614+09, la séparation en fréquence ne serait pas liée à la fréquence de rotation de l'objet compact. J'ai étudié la distribution des rapports de fréquences des kHz QPO dans les systèmes Sco X-1, 4U 1636-536 et 4U 0614+09. Ces distributions sont piquées autour de 1.5. Je montre pour la première fois que cette distribution piquée est la conséquence directe de la dépendance en fréquence de la significativité statistique des kHz QPO. Du fait de la sensibilité limitée de l'instrument PCA et bien que toujours présents, les kHz QPO jumeaux sont détectés simultanément sur une bande en fréquence étroite, correspondant à des rapports de fréquence autour de 1.5. Ces distributions ne sont donc pas liées à l'existence de fréquences préférées dans le système; une prédiction forte du modèle de résonance.

I report on a comprehensive analysis of the kilohertz quasi-periodic oscillations (kHz QPO) detected from low-mass X-ray binaries with the Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). I present the methods used to process the data to detect kHz QPO, to estimate their parameters and to reconstruct their time-frequency dependencies. I have validated these methods with simulated data. Using data of 7 different sources observed over about 15 years, the drop of the quality factor of the lower kHz QPO above 700-850 Hz is shown in 7 sources. This drop is confirmed sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 and 4U 1820-303 using a larger data set. For the first time, the drop is seen in Aquila X-1 and 4U 0614+09. If this drop is due to an approach towards the innermost stable circular orbit (ISCO), it implies a gravitational neutron star mass ranging from 1.9 to 2.1 M. This relatively high neutron star mass is still consistent with modern equations of state. The separation frequency between the twin kHz QPO is also studied for 4U 0614+09 and Aquila X-1. In Aquila X-1, the frequency separation is measured for the first time at 280 Hz, fully consistent with the half of the rotational frequency of the neutron star \mu_spin/2. In 4U 0614+09, a constant frequency separation around 320 Hz is measured; consistent with previous results obtained using a limited data set. This value is significantly different from the frequency measured in one X-ray burst with the BAT onboard SWIFT (414 Hz). In 4U 0614+09, the frequency separation would not be linked to \mu_spin. However, before drawing theoretical conclusions, the spin frequency measured for 4U 0614+09 must be confirmed. Finally, I study the distribution of the frequency ratios in 3 different neutron star kHz QPO sources, namely Sco X-1, 4U 1636-536 and 4U 0614+09. Distributions of frequency ratios of twin kHz QPO cluster around 1.5 for the 3 systems. This clustering has been previously reported in Sco X-1 and 4U 1636-536 and used as an argument supporting resonance based models. Based on a much larger data set, our study shows that in 4U 1636-536, 4U 0614+09 and Sco X-1, the clustering observed is a consequence of the frequency dependance of the statistical significance of the kHz QPO detection. Albeit always present, twin kHz QPO can only be detected together on the same timescales over limited frequency ranges, leading to a cluster around 1.5 in the distribution of frequency ratios. This cluster is not due to preferred frequencies in the system, a prediction of resonance based models.; Cette thèse est consacrée à l'étude des propriétés des oscillations quasi périodiques au kilo Hertz (kHz QPO) dans les systèmes binaires X de faible masse. Pour détecter les kHz QPO, mesurer leurs paramètres et suivre leur évolution dans le temps, j'ai développé des méthodes d'analyse qui s'appliquent aux données acquises par le satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). J'ai validé ces méthodes sur des données simulées. L'analyse des données de sept sources observées pendant 15 ans avec l'instrument Proportional Counter Array a mis en évidence la chute de cohérence des oscillations au-delà de 700-850 Hz pour tous les systèmes étudiés. Ce résultat obtenu par les précédentes études sur les sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 et 4U 1820-303 est confirmé en utilisant un ensemble de données plus important. Cette chute de cohérence est observée pour la première fois pour les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Dans l'hypothèse où celle-ci est la signature de la dernière orbite stable prédite par la relativité générale, la masse de l'étoile à neutrons est évaluée à 1.9-2.1 M. Cette masse, quoique élevée, est compatible avec certaines équations d'état de la matière super condensée. J'ai étudié la séparation en fréquence entre les kHz QPO jumeaux dans les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Pour le système Aquila X-1, cette séparation en fréquence est mesurée pour la première fois à 280 Hz, proche de la moitié de la fréquence de rotation de l'étoile à neutrons (\mu_spin/2). Pour 4U 0614+09, la séparation est constante à 320 Hz et très différente de la fréquence à 414 Hz de l'oscillation détectée dans un sursaut X observé avec le BAT de SWIFT et assimilée à \mu_spin. Cette séparation est comparable à celle mesurée à partir d'un ensemble de données moins important. Dans le système 4U 0614+09, la séparation en fréquence ne serait pas liée à la fréquence de rotation de l'objet compact. J'ai étudié la distribution des rapports de fréquences des kHz QPO dans les systèmes Sco X-1, 4U 1636-536 et 4U 0614+09. Ces distributions sont piquées autour de 1.5. Je montre pour la première fois que cette distribution piquée est la conséquence directe de la dépendance en fréquence de la significativité statistique des kHz QPO. Du fait de la sensibilité limitée de l'instrument PCA et bien que toujours présents, les kHz QPO jumeaux sont détectés simultanément sur une bande en fréquence étroite, correspondant à des rapports de fréquence autour de 1.5. Ces distributions ne sont donc pas liées à l'existence de fréquences préférées dans le système; une prédiction forte du modèle de résonance.

In this thesis, we study the thermal effects of meteoritical impacts and their contributions to core formation using numerical modeling. Meteoritical impacts lead to a local temperature increase function of the radius of the impacted body in a spherical region above the surface. A large impact on a small protoplanet lead to a thermal anomaly without significant melting. For large enough impactors, the thermal anomaly first flatens above the surface by isothermal advection and then cools by diffusion. The thickness of the thermal anomaly at the end of advection depends only on the radius and rheological parameters of the impacted body.After a large impact on a large undifferentiated protoplanet, the temperature increase can generate local melting and separation between heavy iron and light silicates. The iron sinks towards the center of impacted body and contributes to core formation. We develop models of thermal evolution of the metallic phase. The iron can undergo viscous heating while sinking through undifferentiated material. The temperature of the iron only increases for large enough metallic diapirs. This heating is function of the rheological parameters of the impacted body and depends mainly on viscosity contrasts involved in the dynamics.; Dans cette thèse, nous avons étudié les effets thermiques des impacts météoritiques et leurs contributions à la formation du noyau terrestre par modélisations numériques. Les impacts météoritiques apportent sur leur cible une quantité importante d'énergie qui permet une augmentation locale de la température fonction du rayon de la planète impactée dans une région sphérique en dessous du point d'impact. Un impact géant sur une petite protoplanète engendre une anomalie thermique sans fusion significative. Lorsque l'impacteur dépasse une taille critique, l'anomalie thermique subit d'abord une phase advective isotherme puis refroidit par diffusion. L'épaisseur de l'anomalie thermique à la fin de l'étape advective ne dépend que de la taille et des paramètres rhéologiques du corps impacté. Lors d'un impact géant sur une protoplanète indifférenciée avec un rayon supérieur au millier de kilomètres, l'énergie apportée peut générer localement de la fusion partielle et une ségrégation entre le fer très dense et les silicates plus légers. Le fer migre ensuite vers le centre de la planète et contribue ainsi à la formation du noyau. Nous avons développé des modèles d'évolution thermique par dissipation visqueuse de la phase métallique plongeant dans du matériel indifférencié. Lorsque son volume est suffisant, le diapir de fer se réchauffe lors de sa chute vers le centre. Ce chauffage est fonction des paramètres rhéologiques de la planète impactée et notamment des contrastes de viscosité mis en jeu.

L'étude multichronique de photographies aériennes révèle que le lido entre Leucate et Port-la-Nouvelle (Aude) a progradé d'environ 15 % en largeur, entre 1952 et 2008. L'analyse sédimentologique permet de montrer que cette progradation exceptionnelle en période d'élévation du niveau marin est due à la présence de barres pré-littorales volumineuses et bien alimentées par la dérive littorale et le transport éolien effectué par les vents de terre. Cependant, du fait de la montée actuelle du niveau marin (2,5 à 3 mm/an) et malgré la poursuite de l'accrétion, le lido subit des inondations de plus en plus fréquentes entre le cordon actuel et l'ancien cordon romain.A kinematic study of vertical aerial photos taken between 1952 and 2008 reveals that the Leucate-Port-la-Nouvelle lido (Aude) has prograded of about 15 % in width. A sedimentological analysis allows us to explain this accretion caused by drift and wind which supply abundant nearshore bars. In spite of this progradation, frequent floodings, favoured by sea level rise (2.5 to 3 mm-1.year), occur between the present coastal bar and the Roman barrier.

National audience

Stars are forming when clouds of gas and dust collapse. In the close environment of the new star, the matter is concentrated in an equatorial plane which is called protoplanetary disk. The astronomers think that planets are formed within this mass of gas and dust orbiting around the star. To probe these disks at scales corresponding to the orbits of the future planets, it is necessary to observe at very high spatial resolution in the infrared wavelength domain. Infrared interferometry is therefore an ideal tool to study the physical conditions in protoplanetary disks. In this document, I describe the first steps of infrared interferometry, from the beginning of the small interferometers PTI and IOTA until the construction of the AMBER instrument at the focus of the VLT Interferometer. I describe also the results of a technological research track, particularly attractive in the case of infrared interferometry, and coming from the information freeway: the integrated optics applies to the combination of several beams in astronomy. I show then how from observations obtained from these instruments, it is possible to constrain the physics of disks around young stars. Thanks to the spectral resolution recently available on these instruments, for the first time, we can separate the physical phenomena as different as accretion of matter onto the star and the ejection of particles by winds whose precise origin is still not well known. The results presented in this document were obtained mainly from observations on the young systems FU Ori and MWC 297 and performed by AMBER on the VLTI, but also by the small infrared interferometers PTI and IOTA. I tackle also the modeling of the vertical structure of those disks in order to show the wealth of obtained information. Finally I draw the contours of a research program that will allow first the VLTI astrophysical return to be maximized, and then the first interferometric images of these circumstellar environments to be obtained. I also propose to build a second generation instrument for the VLTI which will bring detailed interferometric images by aperture synthesis of these compact sources., Les étoiles se forment lors de l'effondrement de nuages de gaz et de poussière. Dans l'environnement proche de l'étoile naissante la matière se concentre dans un plan équatorial que l'on appelle disque protoplanétaire. Les astronomes pensent que les planètes se forment au sein de cette masse de gaz et de poussière orbitant autour de l'étoile. Pour sonder ces disques à des échelles correspondant aux orbites des futures planètes, il convient d'observer dans l'infrarouge à très haute résolution spatiale. L'interférométrie infrarouge est donc un outil idéal pour étudier les conditions physiques des disques protoplanétaires. Dans ce mémoire, je décris les premiers pas de l'interférométrie infrarouge, depuis la mise au point des petits interféromètres PTI et IOTA jusqu'à la construction de l'instrument AMBER au foyer de l'interféromètre du VLT. Je décris aussi les résultats d'une piste de recherche technologique particulièrement attrayante dans le cas de l'interférométrie infrarouge et issue des technologies des autoroutes de l'information: l'optique intégrée appliquée à la combinaison de plusieurs faisceaux en astronomie. Je montre ensuite comment à partir des observations obtenues à partir de ces instruments, il est possible de contraindre la physique des disques autour des étoiles jeunes. Grâce à la résolution spectrale nouvellement disponible sur ces instruments, pour la première fois nous pouvons séparer des phénomènes physiques aussi différents que l'accrétion de matière sur l'étoile et l'éjection de particules par des vents dont l'origine précise est encore mal connue. Les résultats présentés dans ce mémoire ont été obtenus principalement à partir d'observations sur les systèmes jeunes FU Ori et MWC 297 effectuées par AMBER sur le VLTI, mais aussi par les petits interféromètres infrarouges PTI et IOTA. Je développe aussi les travaux de modélisation de la structure verticale des disques associés afin de montrer la richesse des renseignements obtenus. Finalement je trace les contours d'un programme de recherche qui permettra tout d'abord de maximiser le retour astrophysique sur un instrument comme le VLTI, puis d'obtenir de premières images interférométriques de ces environnements circumstellaires. Je propose aussi la réalisation d'un instrument de seconde génération qui permettra de fournir des images interférométriques détaillées de ces sources compactes par synthèse d'ouverture.

Regarding to its geographical and hydrographic constraints (influence of Mediterranean tributaries, weakening of the longitudinal profile, proximity of the sea-level), the Lower Rhone River is characterised by a historical tendency to accretion in the floodplain, which is responsible for the present progradation of the delta. This constitute an essential key-zone for the relations between the catchment area and the ocean, as well as the transfer of the sedimentary load and for the various, pollutants which are transferred with it. Data used here came from direct (in-situ measurements, quantification data) and indirect (super-imposition of bathymetric maps, reconstruction of discharge history) bibliographic sources. Defined on various temporal and space scales, these data allow assessment of the sedimentary functioning overt the last 150 years and to analyse discontinuities in the transfer of the solid load, by considering the storage (permanent or temporary) in river beds, the transfer to the mouth, then to the littoral and the continental shelf. This assessment shows that the contemporary Rhone is a good conveyor of its solid load to the mouth and that it stores less and less fluvial sediments. This functioning is interpreted as the consequence of human management that has constrained the river flow since the middle of the 19th century.; En raison des contraintes géographiques et hydrographiques qui le caractérisent (influence des affluents méditerranéens, affaiblissement du profil longitudinal, proximité du niveau marin), le Bas-Rhône présente une tendance historique au stockage des sédiments dans sa plaine d’inondation, responsable de la progradation de la plaine deltaïque. Il constitue aujourd’hui une zone-clé essentielle à la compréhension des relations entre le bassin-versant et le milieu océanique, aussi bien pour le transfert de la charge sédimentaire que pour les différents polluants dont celle-ci est le vecteur. Il apparaît donc nécessaire de déterminer quelle est sa capacité de transfert et quelle part du transit sédimentaire est stockée dans les différents compartiments de cet espace. Les données utilisées sont issues de sources bibliographiques directes (mesures in situ, travaux de quantification) et indirectes (superposition de cartes bathymétriques, reconstitution de l’historique des débits). Disponibles à diverses échelles temporelles et spatiales, ces sources permettent de proposer un bilan du fonctionnement sédimentaire depuis 150 ans et d’analyser les discontinuités du transit particulaire, en tenant compte de la part du stockage (permanent ou temporaire) dans les lits fluviaux et du transfert vers l’embouchure, puis le littoral et la plate-forme continentale. Ce bilan démontre que le Rhône actuel est un bon conducteur de sa charge solide jusqu’à l’embouchure et que cette dernière stocke de moins en moins le flux sédimentaire. Ce fonctionnement est interprété comme étant la conséquence des aménagements qui contraignent l’écoulement fluvial depuis le milieu de 19e siècle.

Stellar physics groups different fields which come from hydrodynamic modelisation to asteroseismology, or abundances observations and extrasolar planets searching. The work presented in this thesis is diversified and is related to several of these fields. It uses computer tools of modelisation such as the TGEC (Toulouse-Geneva Evolution Code) or the adiabatic oscillations code PULSE. The two first parts of this manuscript present by a theoritical way the transport processes and the principles of asteroseismology used in the stellar models. The third part is interested by the asteroseismic signature of the helium diffusion in the late F-type stars et by its evolution. We show that the gradient created by the helium diffusion under the convective zone leads to a spike in the Fourier transform of the second differences of the oscillation frequences spectra. The more important is the gradient, the higher is the amplitude of the spike.The fourth chapter studies the lithium depletion in stars with planet. Recent observations of Israelian et al. (2004) show that the cold stars with planet have an important lithium depletion, contrary to the stars without planet. Our overmetallic models have allowed to show, on the one hand that the $\mu$-gradient could stabilize the mixing in stars without planet, preventing the lithium destruction, and on the other hand that the destruction in stars with planet could come from shearing instabilities due to the planets migration to the central star. Finally, the fifth part present a work on solar models with the new abundances of Asplund et al. (2005), which show a disagreement with the helioseismic inferrences. Our models simulating an undermetallic accretion at the beginning of the main sequence improve the situation but do not succeed to restore the agreement with helioseismology, despite the introduction of an overshooting and a rotational mixing under the base of the convective zone.; La physique stellaire regroupe aujourd'hui différents domaines qui vont de la modélisation hydrodynamique à l'astérosismologie en passant par les observations d'abondances et la recherche de planètes extrasolaires. Le travail présenté dans cette thèse s'est voulu diversifié et fait appel à plusieurs de ces domaines. Il utilise les outils informatiques de modélisation tels que le TGEC (Toulouse-Geneva Evolution Code) ou le code d'oscillations adiabatiques PULSE.Les deux premières parties de ce manuscrit présentent de manière théorique les processus de transport et les principes de l'astérosismologie utilisés dans les modèles stellaires.La troisième partie s'interesse à la signature astérosismique de la diffusion de l'hélium dans les étoiles de type F tardives et à son évolution. Nous montrons que le gradient créé par la diffusion de l'hélium sous la zone convective conduit à un pic dans le transformée de Fourier des secondes différences de spectre de fréquences d'oscillations. Plus le gradient est important, plus l'amplitude du pic est grande.Le quatrième chapitre étudie la destruction du lithium dans les étoiles avec planètes. De récentes observations de Israelian et al. (2004) montrent que les étoiles froides avec planètes présentent une destruction du lithium importante, contrairement aux étoiles sans planètes. Nos modèles surmétalliques ont permis de montrer d'une part que le gradient de µ pouvait stabiliser le mélange dans les étoiles sans planètes, empêchant la destruction du lithium, et d'autre part que cette destruction dans les étoiles avec planètes pouvait provenir d'instabilités de cisaillement dues à la migration des planètes vers leur étoile centrale. Enfin, la cinquième partie présente un travail sur les modèles solaires avec les nouvelles abondances de Asplund et al. (2005), qui présentent un désaccord avec les déductions héliosismiques. Nos modèles simulant une accrétion sous-métallique au début de la séquence principale améliorent la situation mais ne réussissent pas à rétablir l'accord avec l'héliosismologie, malgré l'introduction d'un overshooting et d'un mélange rotationnel sous la base de la zone convective.

Stellar physics groups different fields which come from hydrodynamic modelisation to asteroseismology, or abundances observations and extrasolar planets searching. The work presented in this thesis is diversified and is related to several of these fields. It uses computer tools of modelisation such as the TGEC (Toulouse-Geneva Evolution Code) or the adiabatic oscillations code PULSE. The two first parts of this manuscript present by a theoritical way the transport processes and the principles of asteroseismology used in the stellar models. The third part is interested by the asteroseismic signature of the helium diffusion in the late F-type stars et by its evolution. We show that the gradient created by the helium diffusion under the convective zone leads to a spike in the Fourier transform of the second differences of the oscillation frequences spectra. The more important is the gradient, the higher is the amplitude of the spike.The fourth chapter studies the lithium depletion in stars with planet. Recent observations of Israelian et al. (2004) show that the cold stars with planet have an important lithium depletion, contrary to the stars without planet. Our overmetallic models have allowed to show, on the one hand that the $\mu$-gradient could stabilize the mixing in stars without planet, preventing the lithium destruction, and on the other hand that the destruction in stars with planet could come from shearing instabilities due to the planets migration to the central star. Finally, the fifth part present a work on solar models with the new abundances of Asplund et al. (2005), which show a disagreement with the helioseismic inferrences. Our models simulating an undermetallic accretion at the beginning of the main sequence improve the situation but do not succeed to restore the agreement with helioseismology, despite the introduction of an overshooting and a rotational mixing under the base of the convective zone.; La physique stellaire regroupe aujourd'hui différents domaines qui vont de la modélisation hydrodynamique à l'astérosismologie en passant par les observations d'abondances et la recherche de planètes extrasolaires. Le travail présenté dans cette thèse s'est voulu diversifié et fait appel à plusieurs de ces domaines. Il utilise les outils informatiques de modélisation tels que le TGEC (Toulouse-Geneva Evolution Code) ou le code d'oscillations adiabatiques PULSE.Les deux premières parties de ce manuscrit présentent de manière théorique les processus de transport et les principes de l'astérosismologie utilisés dans les modèles stellaires.La troisième partie s'interesse à la signature astérosismique de la diffusion de l'hélium dans les étoiles de type F tardives et à son évolution. Nous montrons que le gradient créé par la diffusion de l'hélium sous la zone convective conduit à un pic dans le transformée de Fourier des secondes différences de spectre de fréquences d'oscillations. Plus le gradient est important, plus l'amplitude du pic est grande.Le quatrième chapitre étudie la destruction du lithium dans les étoiles avec planètes. De récentes observations de Israelian et al. (2004) montrent que les étoiles froides avec planètes présentent une destruction du lithium importante, contrairement aux étoiles sans planètes. Nos modèles surmétalliques ont permis de montrer d'une part que le gradient de µ pouvait stabiliser le mélange dans les étoiles sans planètes, empêchant la destruction du lithium, et d'autre part que cette destruction dans les étoiles avec planètes pouvait provenir d'instabilités de cisaillement dues à la migration des planètes vers leur étoile centrale. Enfin, la cinquième partie présente un travail sur les modèles solaires avec les nouvelles abondances de Asplund et al. (2005), qui présentent un désaccord avec les déductions héliosismiques. Nos modèles simulant une accrétion sous-métallique au début de la séquence principale améliorent la situation mais ne réussissent pas à rétablir l'accord avec l'héliosismologie, malgré l'introduction d'un overshooting et d'un mélange rotationnel sous la base de la zone convective.

The present work is dedicated to the study of various X-ray binary systems harbouring accreting stellar mass black holes (or candidates) associated in X-ray binary systems mainly through the spectral and timing properties of the high energy 3 keV-1 MeV emission, sometimes completed by observations performed in radio, near-infrared and optical. The first part is devoted to accretion physics phenomena and the challenges of understanding the X-ray/gamma emission produced with the modelisations of such high energy processes. Then I will define in a second part the instruments on board INTEGRAL and the way coded masked aperture is employed. In a third part, I will develop the standard data reduction analysis and my own contribution in improving the usual software before detailing the specific informatics tools I have developed for my own analysis. In the fourth part I will turn towards the deep analysis and interpretations I have performed on several black hole X-ray binary systems chosen properly: the persistent black hole source Cygnus X-1 which has been studied since several years and surprised us by a high-energy excess detected; two new transient sources which provide interesting informations, XTE J1720-318 located in the galactic bulge and SWIFT J1753.5-0127, probably situated in the halo. I will also detail my work on H 1743-322, recently identified by INTEGRAL as the HEAO source discovered in 1977, and on three (almost) persistent microquasars with superluminal jets, 1E 1740.7-2942, GRS 1758-258 and GRS 1915+105. I will analyze for each source spectral parameter evolutions and their links with each other during state transitions. I will then discuss the presence of two different X/gamma-ray emitting media with a relatively changing geometry. While establishing a cyclic order for the different variability classes of GRS 1915+105 observed during ten years, I will propose an interpretation for such behaviour, compatible with the theoretical predictions of the Accretion-Ejection Instability. As a conclusion I will discuss my results in the framework of theoretical models to explain the observations presented and I will derive some caveats to the general (well understood) physical processes occurring in X-ray binary systems. I will discuss two important phenomena recently observed. I will conclude with my perspectives of future research work., La présente thèse porte sur l'étude de plusieurs systèmes binaires X accrétants contenant un trou noir stellaire (avéré ou potentiel) à travers les propriétés spectrales et temporelles de leurs émissions à haute énergie entre 3 keV et 1 MeV, éventuellement agrémentées d'observations dans les domaines radio, proche infrarouge et visible. La première partie est consacrée à la physique de l'accrétion, aux enjeux qu'elle représente et modélisations qui en découlent pour expliquer le rayonnement perçu. Je détaille dans une deuxième partie les instruments à bord d'INTEGRAL dont les trois instruments principaux utilisent les techniques d'imagerie à masque codé. Ensuite, je présente les procédures d'analyses de données avant de montrer mon apport personnel à l'amélioration des logiciels existants et à la création d'outils informatiques spécifiques à mes analyses. Dans une quatrième partie, je présente mes analyses et interprétations sur les observations de plusieurs sources binaires X à trou noir, judicieusement déterminées et choisies : Cygnus X-1, trou noir confirmé persistant étudié depuis de nombreuses années ayant surpris par un excès haute énergie détecté ; deux sources transitoires nouvelles et intéressantes, XTE J1720-318 située dans le centre galactique et SWIFT J1753.5-0127, plus probablement localisée dans le halo. Je détaille ensuite mes analyses sur H 1743-322, identifiée grâce à INTEGRAL avec une source découverte par HEAO en 1977, et sur trois microquasars presque persistants à jets superluminiques, 1E 1740.7-2942, GRS 1758-258 et GRS 1915+105. J'analyse les liens entre les paramètres spectraux et leurs changements lors des transitions entre états. Je discute la présence de deux milieux émetteurs de rayons X/gamma, de géométrie relative changeante. Pour GRS 1915+105, j'établis un cycle probable ordonné dans la succession de ses variabilités pendant dix années et je propose une interprétation compatible avec les prédictions du modèle d'Instabilité d'Accrétion-Ejection. En conclusion, je commente ces résultats spectro-temporels dans le cadre de modèles théoriques expliquant les phénomènes observés et déduis certaines limites à notre compréhension générale des systèmes binaires X. Je décris ce qu'apportent deux nouveaux phénomènes observés et termine par mes perspectives de recherches.

My research activity in astrophysics between 1990 and 2005, and the activity of the students and researchers that I directed, have been mainly centered on the study of galactic accreting black holes through astronomical observations of their high energy (X-ray and gamma-ray) emission.The work has been carried out in the frame of the space-born astronomy projects in which my laboratory was involved, in particular within the two recent European key-projects of gamma-ray astronomy, the French-Russian mission SIGMA/GRANAT and the European Space Agency (ESA) mission INTEGRAL. My role in these projects was to develop the data analysis system and I specialized in the analysis techniques for the coded aperture systems, which were employed for the telescopes carried by these missions. After a description of my contributions to the mission data analysis systems I report in this manuscript the scientific programs I developed and the main results I obtained on the two domains of black hole astrophysics to which I significantly contributed.First of all, thanks to the data collected with SIGMA and INTEGRAL, I could develop a research program on the galactic close binary systems where a stellar mass black hole accretes matter from a companion star giving rise to X-ray/gamma-ray emission. The main result of this work has been the detection of a high energy emission feature in the X-ray Nova of the Musca constellation. This program also led to important results, obtained with both gamma-ray and X-ray data, on 13 black holes X-ray transients (of the X-ray nova type) and 3 black hole persistent sources that I could study in the energy band from1 to 1000 keV.Secondly I have developed a large scientific program concerning the study of the high energy emission from the super-massive black hole at the centre of our Galaxy. Thanks to the SIGMA deep survey of the Galactic Centre I could set stringent upper limits to the gamma-ray emission from this unique object. This result has led to the development of new models describing the accretion flow in black holes. Then I discovered X-ray flares coming from the central black hole with data of the XMM-Newton observatory and more recently an INTEGRAL source coincident with the centre of the Galaxy. I discuss these results in the frame of the physics of the Galactic Centre and of the accretion and ejection processes around black holes.Finally, I present my research program for the next years, which includes the participation to the high energy astronomy space project SIMBOL-X. This project extends, by the mean of two formation flying satellites, the technique of grazing incidence focalisation to hard X-rays with the purpose to study the non-thermal phenomena of our universe., Mon activité de recherche en astrophysique entre les années 1990 et 2005 et celle des étudiants et chercheurs que j'ai encadrés, ont été centrées principalement sur l'étude des trous noirs galactiques accrétants par le moyen d'observations astronomiques de leur émission de haute énergie (X et gamma). Ce travail a été réalisé dans le cadre de projets d'astronomie spatiale dans lesquels mon laboratoire était impliqué et notamment dans les deux projets clefs de l'astronomie gamma européenne des années 1990 et 2000, la mission franco-russe SIGMA/GRANAT et celle de l'Agence Spatiale Européenne INTEGRAL. Mon rôle dans ces missions a été de développer les systèmes d'analyse des données et je me suis spécialisé dans les techniques d'analyse pour les systèmes à ouvertures codées, systèmes employés dans les télescopes des ces missions. Après avoir illustré mes contributions originales dans ce domaine, je décris dans ce mémoire les programmes scientifiques que j'ai développés et les résultats que j'ai obtenus sur les deux thèmes d'astrophysique des trous noirs auxquels j'ai contribué en manière significative. Tout d'abord, grâce aux données gamma récoltées avec SIGMA et INTEGRAL, j'ai pu réaliser un programme d'études sur les systèmes binaires serrées, où un trou noir de masse stellaire accréte de la matière de l'étoile compagnon donnant lieu à de l'émission X/gamma. Le résultat majeur de ce travail a été la découverte d'une structure spectrale d'émission de haute énergie dans la nova X de la constellation de la Mouche. Je décris aussi plusieurs autres résultats obtenus grâce aux données gamma, couplés à des données X d'autres observatoires, sur 13 sources transitoires (novas X) et 3 sources persistantes à trou noir que j'ai pu étudier dans la gamme entre 1 et 1000 keV.J'ai aussi développé un vaste programme scientifique concernant l'étude de l'émission de haute énergie du trou noir supermassif du centre de la Galaxie. Grâce au balayage profond effectué avec SIGMA j'ai d'abord établi des limites supérieures contraignantes à l'émission gamma de cet objet. Ce résultat a conduit au développement de nouveaux modèles décrivant les processus d'accrétion dans les trous noirs. Ensuite, j'ai découvert des sursauts X en provenance du trou noir central avec des données de l'observatoire XMM-Newton et plus récemment une source INTEGRAL qui coïncide avec le centre de la Galaxie. Je discute ces résultats dans le cadre de la physique du centre galactique et des processus d'accrétion et éjection dans les trous noirs.Je présente enfin mon programme de recherche pour les années à venir, qui voit en première ligne mon implication dans un projet d'astronomie spatiale des hautes énergies, SIMBOL-X. Ce projet prévoie, par le moyen de deux satellites en formation, d'étendre la technique de focalisation par incidence rasante aux rayons X durs afin d'étudier les phénomènes non thermiques de notre univers.

Shoreline progradation is not common along the Côte d'Opale (North of France). The gently sloping 1500 m-wide beach of "Fort Vert" (east of Calais) is an exception. Abundant sand supply, hydrodynamics favouring accumulation and efficient aeolian deflation explain the development of "insular incipient dunes" on the upper beach. These dunes form below the highest sea-water level. Although periodically submerged, the largest ones survive from year to year, thanks to a very resistant dense rhizome framework due to Elymus farctus. This type of incipient foredunes is associated with long term accretion and shoreline progradation., Les côtes en progradation sont rares le long de la côte d'Opale. Le site du Fort Vert (Calais Est) est une exception. Il présente un large estran macrotidal très peu incliné (< 0,4° sur 1500 m de large). L'abondance du stock sableux disponible, une hydrodynamique favorable à l'accumulation et une déflation éolienne efficace expliquent la formation en haut de plage, sous le niveau des hautes mers de vive-eau, de «dunes embryonnaires insulaires ». Leur hauteur et leur volume fluctuent saisonnièrement mais leur pérennité d'une année sur l'autre est facilitée par une dense armature de rhizomes et de tiges aériennes construites par Elymus farctus. Sur le long terme, ces formes éoliennes de haut de plage caractérisent un régime d' accrétion pluriséculaire., Tekin Mestan. Un type original de dunes embryonnaires sur la plage macrotidale du Fort Vert (Pas-de-Calais, France) (An original type of incipient dune on the macrotidal beach of Fort Vert (Pas-de-Calais, France)). In: Bulletin de l'Association de géographes français, 81e année, 2004-3 ( septembre). Aménagement des littoraux et conséquences géomorphologiques / Les littoraux sableux et dunaires. pp. 418-426.

Mapping of salt marsh habitats through time in the western part of the Ria Formosa mesotidal lagoon (south Portugal) highlights the morphological and botanical changes related to an inlet artificially cut through the barrier island system in 1997. Sand transport and deposition pattern within the backbarrier area appear to be linked to the reversal of tidal or wave-dominated conditions through the inlet in response to meteorological variability offshore. Results from two years of sediment monitoring have shown a surface lowering of all plots, particularly in the upper and mature marshes, although short periods of accretion were recorded in the lower Spartina marshes. This unusual pattern of sedimentation can be related both to the asymmetry typical of such shallow-water environments and to the long-term stability of the inlet location. It seems likely that the rate of salt marsh lowering will decline or even revert in the future as confinement of the marsh increases due to an eastward migration of the inlet., Résumé La cartographie diachronique des marais de Barra Nova situés dans la lagune mésotidale de la Ria Formosa (Portugal méridional) met en évidence les changements physiographiques occasionnés par l'ouverture artificielle d'une passe en juin 1997. L'active circulation sableuse en avant des marais est replacée dans le cadre du fonctionnement d'une passe dominée alternativement par l'action de la houle et de la marée, suivant la variabilité des conditions météo-marines. Un protocole bi-annuel de suivi sédimentaire consistant en quatre campagnes de mesures successives a montré un abaissement général des schorres, en dépit d'une accretion momentanée de leur partie inférieure couverte de végétations pionnières à Spartines (Spartina maritima). Cette dynamique est à relier à l'asymétrie des courants de marée ainsi qu'à la stabilité de position de la passe. Cette dynamique est susceptible de s'inverser dans les années à venir sous l'effet de la migration de la passe et de l'instauration de conditions d'abri., Bertrand Frédéric, Costa Stéphane, Arnaud-Fassetta Gilles, Davidson Robert, Beltrando Gérard, Goeldner-Gianella Lydie, Baron-Yellès Nacima. Dynamique des marais d'arrière-barrière associée à la passe de Barra Nova (Ria Formosa, Portugal méridional) / Evolution of backbarrier salt marshes related to the Barra Nova inlet dynamics (Ria Formosa, south Portugal). In: Géomorphologie : relief, processus, environnement, Juillet-septembre, vol. 9, n°3. pp. 151-163.

This dissertation presents the results of an experimental and theoretical study on the non-linear stability of differentially rotating flows. From an analysis of previous experimental data from Couette-Taylor laboratory experiments, we derive a stability criterion along with a prescription for turbulent viscosity for angular momentum. Our new experimental study shows rotation regimes unstable to finite amplitude perturbations, that were still undiscovered. We present the properties and evolution with respect to the Reynolds number of the mean flow and the velocity fluctuations. We also derive stability parameters and laws for the behavior of turbulent fluctuations, along with an expression for turbulent viscosity which is compatible with our previous prescription. Finally, we conclude with an application of that viscosity to a simple model of accretion disks., Cette thèse présente les résultats d'une étude expérimentale et théorique sur la stabilité non-linéaire des écoulements hydrodynamiques en rotation différentielle. Une analyse de mesures antérieures à ce travail effectuées dans des expériences de laboratoire de type Couette-Taylor nous a permis de dériver un critère de stabilité ainsi qu'une prescription du type viscosité turbulente pour le transport du moment cinétique. L'étude expérimentale complémentaire que nous avons menée nous a permis de mettre en évidence des régimes de rotation instables vis à vis de perturbations aux amplitudes finies, qui demeuraient jusqu'a maintenant inexplorés. Nous présentons également quelques propriétés des écoulements moyens turbulents ainsi que des fluctuations de vitesse, en particulier leur évolution en fonction du nombre de Reynolds. Par des arguments physiques simples, nous dérivons des paramètres de stabilité, des lois d'évolution des fluctuations turbulentes, ainsi qu'une expression de la viscosité turbulente compatible avec notre première prescription. Finalement, nous concluons par une application de cette viscosité à un modèle simple de disques d'accrétion.

', Abstract - Western Ecuador is made up of oceanic allochtlionous terranes accreted between the Late Cretaceous and the Late Paleocene. Boulders of calc-alkaline microdiorites are found in a Latest Paleocen6Earliest Eocene conglomerate exposed near Paita. The geochemistry of the microdiorites indicates that they developed in an intra-oceanic arc setting. Their occurrence in the conglomerate demonstrates that oceanic terranes were being eroded - 55 Ma ago in northwestern Peru. Since the closest oceanic terranes are presently located in Ecuador, i.e. 250 km farther north, these terranes have migrated NNE-ward along dextral wrench faults, at a minimum rate of 4.5 my?. (O 1999 Academie des sciences / Editions scientifiques et medicales Elsevier SAS.) calc-alkaline lavas / oceanic terranes / accretions / forearc zone / Paleogene /wrench movements

La côte et la Cordillère occidentale d'Equateur sont constituées de terrains d'origine océanique, séparés de la paléomarge continentale par une zone de suture jalonnée d'écailles. La Cordillère occidentale comprend trois ensembles magmatiques bien distincts. Les périodes et gabbros cumulats appauvris en terres rares légères, enrichis en Ta et Pb par rapport au manteau primitif, ont des compositions isotopiques en Nd et Pb indiquant qu'ils dérivent d'une source mantellique enrichie de type OIB. Les tholéiites d'arc pré-coniaciennes présentent des spectres de terres rares plats, de faibles concentrations en Pb et Th, et des epsilonNd (T = 100 Ma) élevés (+7,5 à +7,9) qui soulignent leur origine mantellique. Elles représentent vraisemblablement les produits d'un arc insulaire intra-océanique. Les laves calco-alcalines de l'Eocène inférieur différent des précédents par une plus grande diversité pétrographique, des spectres enrichis en terres rares légères et des epsilonNd (T = 510 Ma) plus bas (+6,5 à +6,9). Leurs teneurs plus élevées en Pb et Th sont probablement liées à de l'assimilation du magma par un composant crustal lors de la remontée ou du stockage de ces magmas. Les compositions isotopiques en Pb de ces roches indiquent que des sédiments pélagiques subduits sont intervenus dans leur genèse. Les laves éocènes appartiennent donc probablement à un magmatisme de marge continentale active. La nature d'arc continental des laves éocènes prouve que celles-ci sont postérieures à l'accrétion des terrains océaniques de la Cordillère occidentale qu'elles recouvrent en discordance. Le "collage" des terrains océaniques a donc eu lieu avant l'Eocène. Une partie au moins des terrains de la côte équatorienne a été accrétée au Paléocène supérieur. Néanmoins, une accrétion a également eu lieu au Santonien supérieur ou au Campanien inférieur... (Résumé d'auteur)