L'acquisition d'images en comptage de photons du spectre visible, avec une grande précision sur la date de chaque photo événement, est particulièrement profitable pour les techniques d'observation au sol. Dans la première partie de cette thèse, après une revue des différentes techniques d'acquisition et de traitements des photoévénements, je présente un nouveau type de caméra à comptage, remarquable pour sa haute résolution temporelle et son haut flux maximum, la caméra DELTA (Détection d'Événements Lumineux par Trois Axes). Je décris le principe de cette caméra, ainsi que différentes solutions techniques (optique, électronique, informatique) qui pourraient être employées. J'expose également des nouvelles techniques de mesure et d'exploitation de l'information temporelle liée aux photoévénements. La seconde partie de mon travail concerne la détection et le suivi des franges en interférométrie stellaire optique à longue base au sol. Après une étude statistique du problème, je décris les différentes façons d'introduire dans les données de l'information a priori pour une meilleure efficacité de la détection. Une des méthodes proposées, utilisant l'information a priori sur le piston atmosphérique fait appel a une datation précise des photons, et par conséquent aux techniques décrites dans la première partie.

In this thesis, we construct a new hydrodynamical algorithm able of handling general compressible reactive flow problems, based on a finite-volume method inspired by the original MUSCL scheme of van Leer (1979). The algorithm is of second-order in the smooth part of the flow and avoids dimensional splitting. It uses MPI to achieve parallelism, and includes an astrophysical equation of state and a nuclear reaction network. It proves to be robust to tests cases. In particular it reproduces quite well the reactive and non-reactive results obtained with two different numerical methods (Fryxell & al. 1989, Busegnies & al. 2007). Moreover the time-dependent results are in agreement with the corresponding steady state solution. This gives us confidence in applying it to an astrophysical situation which has never been studied, the propagation of a detonation in conditions relevant to superbursts. The algorithm is described in (Noel & al. 2007).<p><p>In a firt step we obtain the detonation profiles in pure carbon and in a mixture of carbon and iron. In both cases we underline the large difference between the total reaction length and the length on which some species burn. This difference leads to enormous numerical difficulties because all the length scales cannot be resolved at the same time in a single simulation. We show that the carbon detonation might be studied in a partial resolution approach like the one of Gamezo & al. (1999).<p><p>In a second step we construct a new reduced nuclear reaction network able to reproduce the energy production due to the photo-disintegrations of heavy elements, like ruthenium, which are thought to occur during superbursts in mixed H/He accreting systems. Using this new nuclear network we simulate detonations in mixture of carbon and ruthenium. An interesting feature is that, in this case, all the reaction lengths can be resolved in the same simulation. This makes the C/Ru detonations easier to study in future multi-dimensional simulations than the pure carbon ones (Noel & al. 2007b).<p><p>Finally we perform some numerical experiments which show that our algorithm is able to deal with initially inhomogeneous medium, and that the multi-dimensional simulations are attainable even if they are quite computational time consuming.<p><p>- B. Van Leer, J. Comp. Phys. 21, 101, 1979<p>- Fryxell, B.A. Muller, E. and Arnett, W.D. Technical report MPA 449, 1989<p>- Busegnies, Y. Francois, J. and Paulus, G. Shock Waves, 11, 2007<p>- Gamezo, V.N. Wheeler, J.C. Khokhlov, A.M. and Oran, E.S. ApJ, 512, 827, 1999<p>- Noël, C. Busegnies, Y. Papalexandris, M.V. & al. A&A, 470, 653, 2007<p>- Noël, C. Goriely, S. Busegnies, Y. & Papalexandris, M.V. submitted to A&A, 2007b<p><p>/<p><p>Un algorithme parallèle basé sur une méthode aux volumes finis inspirée du schéma MUSCL de Van Leer (1979) a été construit. Il a été développé sur base de la méthode de Lappas & al. (1999) qui permet de résoudre simultanément toutes les dimensions spatiales. Cette méthode se base sur la construction de surfaces appropriées dans l'espace-temps, le long desquelles les équations de bilan se découplent en équations plus simples à intégrer. Cet algorithme est actuellement le seul à éviter le "splitting" des dimensions spatiales. Dans les modèles conventionnels (PPM, FCT, etc.), l'intégration spatiale des équations est réalisée de manière unidimensionnelle pour chaque direction. <p>Un réseau de réactions nucléaires ainsi qu'une équation d'état astrophysique ont été inclus dans l'algorithme et celui-ci a ensuite été soumis à une grande variété de cas tests réactifs et non réactifs. Il a été comparé à d'autres codes généralement utilisés en astrophysique (Fryxell & al. 1989, Fryxell & al. 2000, Busegnies & al. 2007) et il reproduit correctement leurs résultats. L'algorithme est décrit dans Noël & al. (2007).<p><p>Sur base de cet algorithme, les premières simulations de détonation dans des conditions thermodynamiques représentatives des Superbursts ont été réalisées. Différentes compositions du milieu ont été envisagées (carbone pur, mélange de carbone et de fer, mélange de carbone et de cendres du processus rp). Dans la plupart des systèmes où des Superbursts ont été observés, la matière accrétée est un mélange d'hydrogène et d'hélium. Dans ce cas, des phases de combustion précédant le Superburst produisent des nucléides plus lourd que le fer (Schatz & al. 2003). Ces nucléides peuvent être photodésintégrés durant le Superburst. Pour prendre en compte ces réactions endothermiques de photodésintégration, nous avons construit un nouveau réseau réduit de réactions nucléaires qui a été incorporé dans l'algorithme hydrodynamique (Noël & al. 2007b). Ce réseau réduit reproduit globalement l'énergétique d'un réseau complet et a permis de faire la première simulation numérique de détonation dans des conditions caractéristiques de systèmes accréteurs d'un mélange hydrogène-hélium. <p>Finallement quelques simulations multidimensionelles préliminaires ont éte réalisées.<p><p>- Busegnies, Y. Francois, J. and Paulus, G. Shock Waves, 11, 2007<p>- Fryxell, B.A. Muller, E. and Arnett, W.D. Technical report MPA 449, 1989<p>- Fryxell, B.A. Olson, K. Ricker, P. & al. ApJS, 131, 273, 2000<p>- Lappas, T. Leonard, A. and Dimotakis, P.E. SIAM J. Sci. Comput. 20, 1064, 1999<p>- Noël, C. Busegnies, Y. Papalexandris, M.V. & al. A&A, 470, 653, 2007<p>- Noël, C. Goriely, S. Busegnies, Y. & Papalexandris, M.V. submitted to A&A, 2007b<p>- Röpke, F. K. PhD thesis, Technischen Universitat Munchen, 2003<p>- Schatz, H. Bildsten, L. Cumming, A. and Ouellette, M. Nuclear Physics A, 718, 247, 2003<p>- Van Leer, B. Comp. Phys. 21, 101, 1979<p>- Weinberg, N.N. and Bildsten, L. ArXiv e-prints, 0706.3062, 2007 / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

In this thesis, we construct a new hydrodynamical algorithm able of handling general compressible reactive flow problems, based on a finite-volume method inspired by the original MUSCL scheme of van Leer (1979). The algorithm is of second-order in the smooth part of the flow and avoids dimensional splitting. It uses MPI to achieve parallelism, and includes an astrophysical equation of state and a nuclear reaction network. It proves to be robust to tests cases. In particular it reproduces quite well the reactive and non-reactive results obtained with two different numerical methods (Fryxell & al. 1989, Busegnies & al. 2007). Moreover the time-dependent results are in agreement with the corresponding steady state solution. This gives us confidence in applying it to an astrophysical situation which has never been studied, the propagation of a detonation in conditions relevant to superbursts. The algorithm is described in (Noel & al. 2007). In a firt step we obtain the detonation profiles in pure carbon and in a mixture of carbon and iron. In both cases we underline the large difference between the total reaction length and the length on which some species burn. This difference leads to enormous numerical difficulties because all the length scales cannot be resolved at the same time in a single simulation. We show that the carbon detonation might be studied in a partial resolution approach like the one of Gamezo & al. (1999). In a second step we construct a new reduced nuclear reaction network able to reproduce the energy production due to the photo-disintegrations of heavy elements, like ruthenium, which are thought to occur during superbursts in mixed H/He accreting systems. Using this new nuclear network we simulate detonations in mixture of carbon and ruthenium. An interesting feature is that, in this case, all the reaction lengths can be resolved in the same simulation. This makes the C/Ru detonations easier to study in future multi-dimensional simulations than the pure carbon ones (Noel & al. 2007b). Finally we perform some numerical experiments which show that our algorithm is able to deal with initially inhomogeneous medium, and that the multi-dimensional simulations are attainable even if they are quite computational time consuming. - B. Van Leer, J. Comp. Phys., 21, 101, 1979 - Fryxell, B.A., Muller, E., and Arnett, W.D., Technical report MPA 449, 1989 - Busegnies, Y., Francois, J. and Paulus, G., Shock Waves, 11, 2007 - Gamezo, V.N., Wheeler, J.C., Khokhlov, A.M., and Oran, E.S., ApJ, 512, 827, 1999 - Noël, C., Busegnies, Y., Papalexandris, M.V. & al., A&A, 470, 653, 2007 - Noël, C., Goriely, S., Busegnies, Y. & Papalexandris, M.V., submitted to A&A, 2007b / Un algorithme parallèle basé sur une méthode aux volumes finis inspirée du schéma MUSCL de Van Leer (1979) a été construit. Il a été développé sur base de la méthode de Lappas & al. (1999) qui permet de résoudre simultanément toutes les dimensions spatiales. Cette méthode se base sur la construction de surfaces appropriées dans l'espace-temps, le long desquelles les équations de bilan se découplent en équations plus simples à intégrer. Cet algorithme est actuellement le seul à éviter le "splitting" des dimensions spatiales. Dans les modèles conventionnels (PPM, FCT, etc.), l'intégration spatiale des équations est réalisée de manière unidimensionnelle pour chaque direction. Un réseau de réactions nucléaires ainsi qu'une équation d'état astrophysique ont été inclus dans l'algorithme et celui-ci a ensuite été soumis à une grande variété de cas tests réactifs et non réactifs. Il a été comparé à d'autres codes généralement utilisés en astrophysique (Fryxell & al. 1989, Fryxell & al. 2000, Busegnies & al. 2007) et il reproduit correctement leurs résultats. L'algorithme est décrit dans Noël & al. (2007). Sur base de cet algorithme, les premières simulations de détonation dans des conditions thermodynamiques représentatives des Superbursts ont été réalisées. Différentes compositions du milieu ont été envisagées (carbone pur, mélange de carbone et de fer, mélange de carbone et de cendres du processus rp). Dans la plupart des systèmes où des Superbursts ont été observés, la matière accrétée est un mélange d'hydrogène et d'hélium. Dans ce cas, des phases de combustion précédant le Superburst produisent des nucléides plus lourd que le fer (Schatz & al. 2003). Ces nucléides peuvent être photodésintégrés durant le Superburst. Pour prendre en compte ces réactions endothermiques de photodésintégration, nous avons construit un nouveau réseau réduit de réactions nucléaires qui a été incorporé dans l'algorithme hydrodynamique (Noël & al. 2007b). Ce réseau réduit reproduit globalement l'énergétique d'un réseau complet et a permis de faire la première simulation numérique de détonation dans des conditions caractéristiques de systèmes accréteurs d'un mélange hydrogène-hélium. Finallement quelques simulations multidimensionelles préliminaires ont éte réalisées. - Busegnies, Y., Francois, J. and Paulus, G., Shock Waves, 11, 2007 - Fryxell, B.A., Muller, E., and Arnett, W.D., Technical report MPA 449, 1989 - Fryxell, B.A., Olson, K., Ricker, P. & al., ApJS, 131, 273, 2000 - Lappas, T., Leonard, A. and Dimotakis, P.E., SIAM J. Sci. Comput., 20, 1064, 1999 - Noël, C., Busegnies, Y., Papalexandris, M.V. & al., A&A, 470, 653, 2007 - Noël, C., Goriely, S., Busegnies, Y. & Papalexandris, M.V., submitted to A&A, 2007b - Röpke, F. K. PhD thesis, Technischen Universitat Munchen, 2003 - Schatz, H., Bildsten, L., Cumming, A. and Ouellette, M., Nuclear Physics A, 718, 247, 2003 - Van Leer, B. Comp. Phys., 21, 101, 1979 - Weinberg, N.N. and Bildsten, L., ArXiv e-prints, 0706.3062, 2007

Introduction:<br />Dans ce chapitre d'introduction je décris les caractéristiques générales, la formation et l'évolution des différentes familles de systèmes binaires de haute énergie, ainsi que le contexte général dans lequel s'inscrit ma recherche. Je finis par les grandes questions actuelles, et par la description de l'originalité de mes travaux de recherche. <br /><br />Microquasars: <br />Je présente un exposé synthétique de la recherche passée, présente et future sur les microquasars et les jets, et je vais montrer que les microquasars, c'est-à-dire les sources galactiques présentant des jets, sont parmi les meilleurs laboratoires d'étude des phénomènes de haute énergie et de physique des particules. Je vais tout d'abord rappeler l'analogie avec les quasars, puis je me concentrerai sur l'un des meilleurs représentants des microquasars, probablement l'archétype: l'astre GRS 1915+105. Je présenterai les phénomènes d'accrétion et d'éjection s'y produisant, en montrant que seule une approche multi-longueur d'onde permet une meilleure compréhension des phénomènes ayant lieu au sein de ces sources. Puis, je présente les jets à différentes échelles: les jets compacts, les jets à large échelle, ainsi que les interactions entre les éjections et le milieu environnant. Je finis cet exposé en montrant que les microquasars sont de bons candidats pour être des astres émetteurs d'astroparticules: photons de très haute énergie, rayons cosmiques et neutrinos. <br /><br />Sources INTEGRAL: <br />Un nouveau type de sources de rayons X a été découvert par l'observatoire INTEGRAL, dont la nature est révélée par des observations multi-longueurs d'onde. Parmi ces systèmes binaires de haute énergie, deux classes distinctes apparaissent. La première classe est constituée d'astres de haute énergie intrinsèquement obscurcis, dont IGR J16318-4848 semble être un représentant extrême. La seconde classe est peuplée d'astres nommés ``Transitoires rapides de rayons X à supergéante'' (``Supergiant Fast X-ray Transients'', SFXTs), dont IGR J17544-2619 semble être l'archétype. Je décris d'abord dans ce chapitre des observations en rayons X permettant une localisation précise de sources INTEGRAL, avant de présenter une étude multi-longueurs d'onde, en me focalisant sur les observations de l'optique à l'infrarouge moyen, d'un échantillon d'une vingtaine de sources INTEGRAL, incluant IGR J16318-4848 et IGR J17544-2619. Cette étude consiste tout d'abord en une astrométrie précise, une photométrie et une spectroscopie en optique et en infrarouge proche de ces objets, montrant la prédominance des systèmes binaires de grande masse contenant des supergéantes. Puis, je montre que dans le cas des sources obscurcies IGR J16318-4848, IGR J16195-4945 et IGR J16358-4726, les observations en infrarouge moyen suggèrent la présence de matériau absorbant (poussière et/ou gaz froid) entourant le système binaire dans son ensemble. Ce chapitre se termine par une discussion sur la nature des sources INTEGRAL en général, et de la distinction entre sources absorbées et SFXTs. <br /><br />Conclusion:<br />Ce qui a été accompli dans la compréhension des systèmes binaires de haute énergie, ce qu'il reste à faire dans ce domaine, et les questions importantes qui nécessitent d'être résolues, et qui vont occuper mon temps dans les années à venir... Ce chapitre est divisé en trois parties. Dans la première, j'aborde les questions liées aux population de sources Galactiques prises en tant que tout, et comment elles peuvent permettre de mieux comprendre les systèmes binaires de haute énergie. Dans la deuxième, je me concentre sur l'étude de la formation et de l'évolution des systèmes binaires de haute énergie en tant que tels, et sur les phénomènes présents dans ces systèmes. Dans la troisième, je détaille un projet qui me tient à coeur, et qui regroupe les deux précédents: la distinction entre progéniteurs d'étoiles à neutron et de trous noirs.

Le Burst Alert Telescope (BAT) à bord du satellite Swift est un instrument très performant pour l'astronomie des rayons X-durs/gamma. L'énorme champ de vue, la bonne sensibilité et la stratégie de pointage couvrant tout le ciel font de BAT un instrument adapté pour observer des sources connues et pour étudier les nouveaux objets variables. Dans cette thèse une description détaillée des nouvelles procédures pour analyser les données de survey de BAT est fournie et les premiers résultats astrophysiques de sources galactiques en accrétion sont discutés. Trois binaires X ont été étudiées : le microquasar GRO J1655-40, le SFXT IGR J08408-4503 et le LMXB symbiotique 4U 1954+319. L'émission gamma due `a la décroissance des éléments radioactifs des novae a été aussi recherchée. L'émission de RS Oph, probablement liée au chauffage par choc, a été détectée. La probabilité de détecter une nova durant le temps de vie de Swift a été estimée en utilisant une approche Monte Carlo.

Réalisé en co-direction avec Antoine Strugarek. / La tachocline solaire est encore aujourd’hui un important sujet de débat dans la communauté. La compréhension de cette mince couche, à l’interface entre les zones radiative et convective, est très importante à la compréhension globale du fonctionnement du Soleil. En effet, l’inclusion d’une tachocline a un impact majeur dans les modèles de dynamo générant le champ magnétique du Soleil. De plus, la rotation différentielle observée dans la zone de convection devrait se propager dans la zone de radiation, où la rotation est uniforme, de sorte que la tachocline devrait être beaucoup plus épaisse que ce que les observations indiquent. Le processus menant au confinement de la tachocline est encore incertain, bien que de nombreuses hypothèses furent apportées pour tenter de l’expliquer. Un des ces scénarios propose que la pénétration du champ magnétique dynamo sous la zone convective mène à la suppression de la rotation différentielle dans la tachocline. Nous présentons ici un modèle MHD simplifié en une dimension afin de tester ce scénario de tachocline rapide. Nous nous intéressons à deux cas particuliers : une tachocline où le transport de moment cinétique est dû à la viscosité, puis une tachocline où l’épaississement radiatif domine la viscosité. Nous avons analysé plusieurs simulations dans le but de déterminer dans quelles conditions physiques le confinement de la tachocline est possible via ce scénario. L’amplitude du champ magnétique pénétrant sous la zone convective, la diffusivité magnétique, la viscosité et la diffusivité thermique ont un impact majeur sur les résultats et nous concluons en déterminant selon quels régimes de paramètres la tachocline pourrait être confinée par un tel champ dynamo. / The solar tachocline remains the subject of vigorous ongoing research efforts. Understanding the dynamics of this thin layer at the interface between the radiative and convective zones is important to the overall understanding the Sun’s inner workings. Indeed, the presence of a tachocline plays a major role in most dynamo models that describe the generation of the solar magnetic field. Moreover, the differential rotation observed in the convection zone should spread in the radiation zone, where the rotation is uniform, so the tachocline should be much thicker than inferred from helioseismic inversions. The physical mechanism(s) responsible for confining the tachocline has not yet been identified with confidence, although many promising hypotheses have been put forth. One of these invokes the penetration of a dynamo magnetic field below the convective zone, leading to the suppression of the differential rotation in the tachocline through the action of magnetic stresses. We present here a simplified MHD model formulated in one spatial dimension, in order to test this fast tachocline scenario. We focus on two specific physical cases : one where the angular momentum transport is due to the viscosity and the other where radiative spreading dominates over viscosity. We carry out and analyze several simulations to determine under which physical conditions the confinement of the tachocline is possible via this scenario. The amplitude of the magnetic field penetrating the convective zone, the magnetic diffusivity, the viscosity and the thermal diffusivity all have a major impact on the results, and we conclude by determining under which parameters the tachocline could be confined by such a dynamo field.

Afin de mieux comprendre l'évolution des étoiles jeunes, nous avons utilisé un code Monte Carlo simulant leur environnement afin d'étudier une nouvelle distribution chez les étoiles Herbig Ae/Be et pour reproduire des cartes d'intensité et de polarisation linéaire obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (TCFH) en novembre 2003. Le code datant de la fin des années 80, nous avons dû non seulement le corriger, mais aussi ajouter quelques éléments afin de tenir compte des dernières avancées dans le domaine de la polarisation provenant du milieu circumstellaire. Les étoiles à l'étude étant jeunes (moins de quelques millions d'années), leur voisinage est toujours constitué de grains de poussière mélangés avec du gaz. Selon leur âge, nous retrouvons cette poussière sous différentes structures soit, par exemple, par un disque entouré d'une enveloppe (objets jeunes de classe I) ou par un simple disque (objets de classe II et III). Selon la structure que prend la poussière, les cartes de polarisation et d'intensité qui en résultent vont changer. Nous allons discuter de cette variation des cartes de polarisation selon la distribution de poussière. Suite aux modifications apportées au code, il a fallu s'assurer que celui-ci fonctionne bien. Pour ce faire, nous avons mis au point quelques critères qui nous assurent, s'ils sont satisfaits, que le code Monte Carlo produit de bons résultats. Après avoir validé le code, il est maintenant possible de l'utiliser aux fins d'avancer le domaine de la polarisation. En effet, Dullemond et al.(2001) proposent une nouvelle distribution de grain autour des étoiles Herbig Ae/Be afin de mieux expliquer leur distribution d'énergie spectrale. Par contre, qu'en est-il des cartes de polarisation résultantes? C'est sur cette question que nous nous sommes arrêtés. Par la suite, nous avons essayé de reproduire du mieux possible, tenant compte des limitations du code, les cartes de polarisation obtenues au TCFH. Nous avons étudié en détail les données de R Mon (résultats qui seront présentés sous forme d'article pour fin de publication) et de V376 Cas. De plus, notre étude de V376 Cas nous a permis d'amener des conclusions sur les processus causant les vecteurs parallèles aux disques des étoiles jeunes. / To further understand the evolution of young stellar objects, we used a Monte Carlo code simulating their environment in order to study a new density distribution for the Herbig Ae/Be stars and to reproduce intensity and linear polarization maps obtained at the Canada-France-Hawaii telescope (CFHT) in November 2003. As the code was first created in the 80's, we had to correct some bugs and add new elements in order to take into account the latest advances in studies of polarization produced by circumstellar matter. Since the stars studied are young (less than a few million years), their neighborhood still contains dust mixed with gas which will be distributed according to their age. Younger stars will have a disk structure inside a bigger envelope (class I) while older stars will exhibit only a disk (class II and III). As we can expect, different structures create different intensity and polarization maps. We will discuss the variations induced in the polarization and intensity maps when changing the dust distribution. Following the modifications to the code, we ran some tests to check its functionality. We developed some criteria that once they are satisfied, we can safely assume the Monte Carlo code is operational and that it will produce good results. The code can now be used to increase our knowledge of circumstellar matter around young stellar objects. Indeed, Dullemond et al.(2001) proposed a new dust distribution around Herbig Ae/Be stars which explains better their spectral energy distribution (SED). However, there are still no studies to find out if the polarization maps resulting of this new distribution was also compatible with the observations. This problem was treated with our Monte Carlo code. We then tried to reproduce, as well as possible and taking into account the limits of the code, the polarization and intensity maps obtained at the TCFH. Our study was focused on R Mon, which is presented as an article to be submitted, and V376 Cas. Also, our study of V376 Cas helped us to shed some light on the causes for aligned polarization vectors seen on our maps.

Les naines brunes sont des astres incapables de déclencher et soutenir des réactions nucléaires dans leur cœur. En l’absence de cette source d’énergie, leur luminosité diminue avec le temps jusqu’à leur extinction complète. Leur flux aux longueurs d’onde de 0,8 à 2,35 μm est particulièrement altéré par l’humidité contenue dans l’atmosphère terrestre, ce qui complique l’étude de ces astres. Le but de la présente recherche est de vérifier si la division par un spectre d’étoile A0 est un moyen de corriger l’altération causée par l’atmosphère terrestre sur cette partie de leur spectre. Tout d’abord, des notions, pertinentes à la compréhension de ce travail, sont abordées. L’introduction présente quelques notions sur les naines brunes et sur l’atmosphère terrestre. Le deuxième chapitre concerne le traitement des données. Il traite de la calibration, de la mise en évidence du problème de non-répétabilité de la position de la fente du spectromètre SIMON ainsi que de ses causes. Il porte aussi sur l’uniformisation de la réponse des pixels et de la soustraction du ciel pour extraire les spectres. La méthode employée pour étudier l’effet de l’atmosphère terrestre sur les spectres de naines brunes y est présentée. Le troisième chapitre analyse les résultats obtenus par l’utilisation de l’étoile de référence de type A0 comme calibration pour corriger le spectre de naine brune, en assumant un même effet de l’atmosphère terrestre sur les deux types d’astres. Nous ne pouvons conclure, avec certitude, que l’absorption tellurique affecte de la même façon les deux spectres ni de quelle façon exactement ils sont affectés. Une recherche supplémentaire nécessitant de nouvelles prises de données à des masses d’air et à des taux d’humidité variés est requise. / Brown dwarfs are celestial bodies unable to sustain nuclear reactions. For this reason their luminosity declines until complete extinction. Their flux, particularly in the band between 0,8 and 2,35 μm, is absorbed by the water vapor in the terrestrial atmosphere. The goal of this research is to find a way to correct this part of their spectra affected by this effect. First, general notions needed to understand the project are exposed. The second chapter concerns the data reduction. The calibration, the problem of the position repeatability of the slit of the spectrometer SIMON and his cause are exposed. It discusses techniques to even up the pixels’ response and the substraction of the sky from the spectra. The method used to study the atmosphere effect on brown dwarf spectra is presented. The third chapter analyses the results that use the A0 reference star to correct the brown dwarf spectrum. We cannot conclude that the A0 spectrum is affected in the same way as the brown dwarf spectrum by the terrestrial atmosphere. The data from a single night do not allow a good analysis of this effect as a function of air mass and humidity level. Others missions are needed.

Nous présentons un modèle pour l’irradiance solaire spectrale entre 200 et 400 nm. Celui-ci est une extension d’un modèle d’irradiance solaire totale basé sur la simulation de la fragmentation et l’érosion des taches qui utilise, en entrée, les positions et aires des taches observées pour chaque pas de temps d’une journée. L’émergence des taches sur la face du Soleil opposée à la Terre est simulée par une injection stochastique. Le modèle simule ensuite leur désintégration, qui produit des taches plus petites et des facules. Par la suite, l’irradiance est calculée en sommant la contribution des taches, des facules et du Soleil inactif. Les paramètres libres du modèle sont ajustés en comparant les séquences temporelles produites avec les données provenant de divers satellites s’étalant sur trois cycles d’activité. Le modèle d’irradiance spectrale, quant à lui, a été obtenu en modifiant le calcul de la contribution des taches et des facules, ainsi que celle du Soleil inactif, afin de tenir compte de leur dépendance spectrale. Le flux de la photosphère inactive est interpolé sur un spectre synthétique non magnétisé, alors que le contraste des taches est obtenu en calculant le rapport du flux provenant d’un spectre synthétique représentatif des taches et de celui provenant du spectre représentatif du Soleil inactif. Le contraste des facules est quand à lui calculé avec une procédure simple d’inversion de corps noir. Cette dernière nécessite l’utilisation d’un profil de température des facules obtenu à l’aide de modèles d’atmosphère. Les données produites avec le modèle d’irradiance spectrale sont comparées aux observations de SOLSTICE sur UARS. L’accord étant peu satisfaisant, particulièrement concernant le niveau d’irradiance minimal ainsi que l’amplitude des variations, des corrections sont appliquées sur le flux du Soleil inactif, sur le profil de température des facules, ainsi qu’à la dépendance centre-bord du contraste des facules. Enfin, un profil de température des facules est reconstruit empiriquement en maximisant l’accord avec les observations grâce à un algorithme génétique. Il est utilisé afin de reconstruire les séquences temporelles d’irradiance jusqu’en 1874 à des longueurs d’ondes d’intérêt pour la chimie et la dynamique stratosphérique. / We present a model for spectral solar irradiance between 200 and 400 nm. It is an extension of a model for total solar irradiance based on sunspots fragmentation and erosion. This model takes the observed sunspot position and area as input for every oneday time step whereas emergences on the far side of the Sun are injected stochastically. The model simulates the spot’s disintegration and fragmentation into smaller structures such as spots and faculae and produces a magnetic structures area distribution evolving with time. The model contains many free parameters controlling the spots fragmentation, the quiet Sun irradiance, etc. They are adjusted by comparing the model outputs with observations from satellites spanning approximately three activity cycles. The model for spectral irradiance is a modified version of the model for total irradiance. More precisely, the spots and faculae contrast calculation and the quiet Sun contribution are adjusted to account for their spectral dependance. First, the quiet Sun flux is interpolated on a non magnetic synthetic spectrum, while the spots contrast is calculated with the ratio of the flux from a synthetic spectrum colder than the non magnetic photosphere, and the flux from a quiet Sun spectrum. The facular brightening is calculated with a simple procedure using the black body theory. This procedure interpolates a temperature associated with the formation height of photons from faculae on a temperature profile resulting from model atmosphere calculations. The spectral irradiance time series calculated with the model are compared to data from SOLSTICE on UARS. The two data sets do not agree very well, especially when we consider the minimum irradiance level and the amplitude variations over a complete cycle. Therefore, we apply a correction on the quiet Sun level and on the facular temperature profile. Finally, using a genetic algorithm, we reconstruct an empirical facular temperature profile by maximizing the fitness with observations. We use it to reconstruct spectral irradiance time series starting in 1874 at wavelengths of interest for stratospheric chemistry and dynamics.

Nous analysons les oscillations torsionnelles se développant dans une simulation magnétohydrodynamique de la zone de convection solaire produisant des champs magnétiques de type solaire (champs axisymétriques subissant des inversions de polarités régulières sur des échelles temporelles décadaires). Puisque ces oscillations sont également similaires à celles observées dans le Soleil, nous analysons les dynamiques zonales aux grandes échelles. Nous séparons donc les termes aux grandes échelles (force de Coriolis exercée sur la circulation méridienne et les champs magnétiques aux grandes échelles) de ceux aux petites échelles (les stress de Reynolds et de Maxwell). En comparant les flux de moments cinétiques entre chacune des composantes, nous nous apercevons que les oscillations torsionnelles sont maintenues par l’écoulement méridien aux grandes échelles, lui même modulé par les champs magnétiques. Une analyse d’échange d’énergie confirme ce résultat, puisqu’elle montre que seul le terme comprenant la force de Coriolis injecte de l’énergie dans l’écoulement. Une analyse de la dynamique rotationnelle ayant lieu à la limite de la zone stable et de la zone de convection démontre que celle-ci est fortement modifiée lors du passage de la base des couches convectives à la base de la fine tachocline s’y formant juste en-dessous. Nous concluons par une discussion au niveau du mécanisme de saturation en amplitude dans la dynamo s’opérant dans la simulation ainsi que de la possibilité d’utiliser les oscillations torsionnelles comme précurseurs aux cycles solaires à venir. / We study torsional oscillations developping in a magnetohydrodynamic simulation of the solar convective layers producing solar-like magnetic cycles (large-scale axisymmetric fields subjected to regular polarity reversals). Since these oscillations are similar to those observed in the Sun, we perform an analysis of large-scale zonal dynamics. We separate the large-scale terms (Coriolis force exerted on the meridional circulation and large-scale magnetic fields) from the small-scale contributions (Reynolds and Maxwell stresses). Upon comparing angular momentum fluxes between each of those components, we find that torsional oscillations are driven by the large-scale meridional flow, itself modulated by magnetic fields. An analysis of energy transfers confirms this result, where we see that only the Coriolis force term directly inputs energy in the flow. An analysis of angular momentum fluxes occuring at the interface between the stable and the convective zones shows that the local dynamics therein undergoes a complete shift in going from the base of the convective layers through the base of the thin tachocline developping just beneath it. We conclude by discussing the mechanism of amplitude saturation in the dynamo operating in the simulation and the possibility of using torsional oscillations as precursors to upcoming solar cycles.