La période de réionisation est une transition dans l'histoire de l'Univers qui change sont état d'ionisation. Les progrès en calcul intensif permettent maintenant de modéliser l'évolution du phénomène. D'habitude, les analyses se concentrent sur l'évolution de propriétés globales dans les simulations. Différemment, j'ai mis au point une nouvelle technique d'analyse de simulations qui permet d'appréhender le phémomène global de manière locale. Elle s'appuie sur l'extraction d'un arbre de fusion de régions HII pour caractériser le processus de réionisation. La technique a été appliqué dans plusieurs simulations où différents modèles de sources ont été considérés pour étudier leur impact sur la chrono-morphologie du processus. Dans un second temps, l'arbre a permis de caractériser l'histoire de réionisation passée de galaxies de types Voie Lactée. Enfin, la technique a été appliquée dans des simulations du Groupe Local pour quantifier l'histoire de réionisation de MW et M31.

La caractéristique la plus évidente de l'interface terrestre est son hétérogénéité. Phénoménologiquement, celle-ci, anthropique ou naturelle, transparaît de limites qui définissent les formes déployées dans l'espace géographique. Ces limites sont certes dues à une dynamique temporelle, tout autant que à une dynamique scalaire. Celle-ci se manifeste dans les rapports possibles et changeant existant entre échelles dans la mesure où tout échelle ne peut se concevoir que comme relative à une autre servant de référence. Ceci conduit à la relativité d'échelle (R.E.) qui devrait permettre de définir intrinsèquement l'espace géographique. Le premier objectif est de montrer la possibilité d'utiliser la R.E. en géographie. Au coeur de la R.E., on trouve la géométrie fractale qui reste indispensable pour essayer de comprendre l'organisation scalaire du monde. Jusqu'à présent les fractales n'étaient utilisées que comme un outil de description plus ou moins pertinent. En R.E., les formes fractales deviennent une conséquence d'un espace formel intrinsèquement irrégulier. La fractalité peut donc être une voie de compréhension du monde utilisant l'espace de ses échelles, c'est-à-dire de ses résolutions. L'objectif central de cette étude est donc de construire une méthodologie fractale générale nécessaire à l'étude d'une morphologie quelconque à travers divers exemples issus de la géographie physique, de la géographie urbaine, de la géohistoire et de la géographie du peuplement. L'objectif final est d'aboutir à des solutions formelles accessibles à une large communauté de géographes, ce qui n'est pas le cas de la théorie de la R.E. dans son formalisme actuel. D'un point de vue épistémologique, le développement en géographie de la R.E. pose la question de la renaturalisation de cette discipline des Sciences humaines et sociales et de sa constitution en science analytique, donc plus largement de proposer une nouvelle définition de la géographie

The Hatay Triple Junction (HTJ) cannot be described by a simple model with three major plates as proposed by previous studies. A more complex block model is proposed in this study by adding the Iskenderun block and Amanous micro block, the Karasu fault and Karatas-Osmaniye fault being defined as individual faults not as the extension of other major faults in the region. Our modeling assumes that the Maras triple junction is formed by the connection of the Karatas-Osmaniye Fault (KOF) with the Karasu Fault (KF) and the East Anatolian Fault (EAF). The KF shows a sinistral slip rate of 4.0±1.0 mm/yr and a compressional behavior with a compression rate of 2.1-2.7 mm/yr which contradicts the extensional nature proposed by previous studies. The EAF shows pure left lateral slip rate of 9.0±0.3 mm/yr with no significant extension or compression; the DSF has a slip rate of 3.5±0.3 mm/yr over the northern and southern segments; the KOF has a 3.6±0.7 mm/yr; the Cyprus arc has a clear compressional deformation with a revers slip rate of 2.0-5.0 mm/yr and with no significant strike-slip component. The relative Euler poles are estimated in this block modeling, we define the Anatolia-Arabia Euler pole at (27.61±0.98 °N, 45.127±2.45 °E, 0.391± 0.056°/Myr), and (31.012±1.51 °N, 46.464±4.44 °E, 0.202±0.067°/Myr) Sinai-Arabia Euler pole.

La préparation d'interventions de maintenance dans les installations industrielles a dorénavant recours à des outils d'étude, de modélisation et de simulation basés sur l'exploitation de modèles virtuels 3D des installations. L'acquisition de ces modèles tridimensionnels s'effectue à partir de nuages de points mesurés, depuis plusieurs points de vue, par balayage angulaire horizontal et vertical d'un faisceau laser par scanner laser terrestre. L'expression dans un repère commun de l'ensemble des données acquises est appelée consolidation, au cours de laquelle les paramètres de changement de repères entre les stations sont calculés. L'objectif de cette thèse est d'améliorer la méthode d'acquisition de données laser en environnements industriels. Celle-ci doit, au final, garantir la précision et l'exactitude nécessaires des données tout en optimisant le temps et les protocoles d'acquisition sur site, en libérant l'opérateur d'un certain nombre de contraintes inhérentes au relevé topographique classique. Nous examinons, dans un premier temps, l'état de l'art des moyens et méthodes mis en œuvre lors de l'acquisition de nuages de points denses de scènes d'intérieurs complexes (Partie I). Dans un deuxième temps, nous étudions et évaluons les données utilisables pour la consolidation: données laser terrestres, algorithmes de reconstruction de primitives et systèmes de géolocalisation d'intérieur (Partie II). Dans une troisième partie, nous formalisons et expérimentons ensuite un algorithme de recalage basé sur l'utilisation de primitives appariées, reconstruites dans les nuages de points (Partie~III). Nous proposons finalement une approche probabiliste de l'appariement de primitives permettant l'intégration des informations et incertitudes a priori dans le système de contraintes utilisé pour le calcul des poses (Partie IV).

This study focuses on the spatial distribution of the M31 satellite system. A new Bayesian technique for determining object distances from the Tip of their Red Giant Branch is developed and used to obtain distance probability distributions for M31and 27 of its satellite galaxies. These distances are then used to calculate the satellite positions in three dimensions. Subsequent analysis of the resulting spatial distribution reveals striking inhomogeneity, with roughly half of the satellites confined to a curiously oriented thin disk. The distribution is also markedly asymmetric, with the majority of satellites lying on the Milky Way side of M31.

When probing the inner structures of unresolved astrophysical sources, spectropolarimetry has proven to be a solid tool, both independent and complementary to spectral and timing analyses. In this thesis, I theoretically explore the polarization of Active Galactic Nuclei (AGN), which are powered by accretion onto supermassive black holes and often reveal significant mass outflows. Their emission is strongly anisotropic and the standard model of AGN postulates that the anisotropy is caused by a confinement of the radiation in the funnel of an obscuring body of circumnuclear dust; the radiation is thus forced to escape along the funnel where it photo-ionizes conically shaped outflows. The asymmetrical configuration explains an observational dichotomy where AGN properties are characterized according to the observer's line-of-sight. However, AGN observations differ significantly from one waveband to another and the broadband validity of the unified model has to be tested by a method that gives strong constraints on the AGN morphology. In this thesis, I subsequently investigate how morphological and composition constraints on the different substructures in thermal, radio-quiet Active Galactic Nuclei can be deduced from optical, UV and X-ray polarization properties.

Au delà du système solaire et de ses planètes, nous avons maintenant un catalogue de quasiment 1000 exoplanètes qui illustrent la grande diversité des planètes et des systèmes qu'il est possible de former. Cette diversité est un défi que les modèles de formation planétaire tentent de relever. La migration de type 1 est un des mécanismes pour y parvenir. En fonction des propriétés du disque protoplanétaire, les planètes peuvent s'approcher ou s'éloigner de leur étoile. La grande variété des modèles de disques protoplanétaires permet d'obtenir une grande variété de systèmes planétaires, en accord avec la grande diversité que nous observons déjà pour l'échantillon limité qui nous est accessible. Grâce à des simulations numériques, j'ai pu montrer qu'au sein d'un même disque, il est possible de former des super-Terres ou des noyaux de planètes géantes selon l'histoire de migration d'une population d'embryons.

Dans cette thèse, nous avons présenté les aspects de la technologie d'imagerie hyperspectrale en concentrant sur le problème de démélange non-linéaire. Pour cette tâche, nous avons proposé trois solutions. La première consiste à intégrer les avantages de l'apprentissage de variétés dans les méthodes de démélange classique pour concevoir leurs versions non-linéaires. Les résultats avec les données générées sur une variété bien connue - le "Swissroll"- donne des résultats prometteurs. Les méthodes fonctionnent beaucoup mieux avec l'augmentation de la non-linéarité. Cependant, l'absence de contrainte de non-négativité dans ces méthodes reste une question ouverte pour des améliorations à trouver. La deuxième proposition vise à utiliser la méthode de pré-image pour estimer une transformation inverse de l'espace de données entrées des pixels vers l'espace des abondances. L'ajout des informations spatiales sous forme "variation totale" est également introduit pour rendre l'algorithme plus robuste au bruit. Néanmoins, le problème d'obtention des données de réalité terrain nécessaires pour l'étape d'apprentissage limite l'application de ce type d'algorithmes.

Ce projet de thèse porte sur l'étude de la haute atmosphère de Titan à partir de mesures en laboratoire de sections efficaces d'absorption et de l'analyse des données de Cassini-UVIS.La caractérisation de l'instrument et des observations effectuées par UVIS était nécessaire. Les données provenant des canaux ultraviolet lointain (FUV) et ultraviolet extrême (EUV) d'UVIS ont été analysées et corrigées des effets instrumentaux. A partir de l'analyse de huit occultations solaires dans l'EUV, les profils de densité volumique de N2 et CH4 ont été déterminés par une méthode d'inversion avec régularisation. Les températures ont ensuite été obtenues à partir des profils de N2 en supposant une haute atmosphère isotherme. Les occultations stellaires dans le FUV ont été modélisés et une technique de détermination des densités caractérisée. La possibilité de détection de différentes molécules (dont certaines n'avaient jamais été observés par cette technique avant) a été analysée. Puis, en utilisant l'algorithme de minimisation de Levenberg-Marquardt, les profils de densité de colonne pour différents hydrocarbures et de profondeurs optiques pour les aérosols ont été obtenus à partir de données simulés. Les densités de colonne ont été inversées avec une procédure de régularisation afin d'obtenir des profils de densité volumique pour les hydrocarbures et des profils d'extinction pour les aérosols. La procédure a finalement été appliquée à deux occultations stellaires mesurées par UVIS. Les hydrocarbures étudiés sont CH4, C2H2, HCN, C2H4, C4H2, HC3N et C6H6.Les profils issus des occultations stellaires et solaires ont été obtenus pour différentes dates et des différents lieux. Les profils et les températures dérivés ont donc été analysés en fonction des variables géographiques et temporelles : latitude, longitude, date d'observation, etc. La variabilité atmosphérique est discutée à la lumière de ces résultats.Le benzène (C6H6), une molécule détectée dans l'atmosphère de Titan, est particulièrement importante car elle est considéré comme intermédiaire entre le gaz et la formation des particules solides. Des mesures de l'absorption du benzène dans le domaine ultraviolet, à des températures qui couvrent une gamme de température allant de l'ambiante à 215 K, ont été réalisées dans différentes installations internationales. A partir de ces mesures, la section efficace d'absorption du benzène a été déterminée et analysée en termes des transitions observées et en fonction de la température de mesure. Ces résultats ont été utilisés dans le calcul d'abondance de C6H6 dans la thermosphère de Titan comme indiqué dans les paragraphes précédents.En résumé, l'analyse des observations UVIS présentées contribuent à la caractérisation de la haute atmosphère à travers des profils de N2, de températures thermosphériques et des profils de différents hydrocarbures et nitrile. Ces données d'observation aideront à contraindre les modèles photochimiques. Les profils d'abondance donnés en fonction de différentes coordonnées géographiques et temporelles pourront être utilisés pour étudier plus avant la variabilité atmosphérique. Les résultats de ce travail aideront donc à la compréhension de la composition et la dynamique de l'haute atmosphère de Titan. Cette connaissance, combinée avec des informations sur la basse atmosphère et la surface de Titan, aidera à comprendre l'évolution de molécules organiques dans ce corps céleste abiotique voisin.Les résultats de ce travail aideront donc à la compréhension de la composition et la dynamique de la haute atmosphère de Titan. Cette connaissance, combinée avec des informations sur la basse atmosphère et la surface de Titan, aidera à comprendre l'évolution de molécules organiques dans ce corps céleste abiotique voisin

Les modèles semi-analytiques (SAMs) constituent aujourd'hui le meilleur outils d'analyse et d'étude pour la formation et l'évolution des galaxies individuels mais également des regroupements de galaxies appelés amas. Alors qu'ils reproduisent avec succès les fonctions de masse stellaire, de corrélation à deux points, de luminosité des galaxies locales (z=0), ils échouent dans les prédictions des propriétés des galaxies plus jeunes, à plus haut décalage vers le rouge. Et ce d'autant plus que la masse stellaire est faible. Ces inconsistances entre les modèles et les observations démontrent que l'histoire de l'assemblage des ces galaxies, en relation avec l'accrétion de gaz, la formation stellaire et leurs halos de matière noire n'est pas bien comprise. Dans cette thèse, nous introduisons une nouvelle version du modèle semi-analytique GalICS et nous l'utilisons pour explorer l'impact, sur la formation stellaire des galaxies à faible masse, de la rétroaction des supernovae et des trous noirs supermassifs ainsi que des processus de photo-ionisation. Ces deux mécanismes sont communément utilisés pour réduire la formation de nouvelles étoiles dans les galaxies peu massives. Nous montrons que, même appliqué avec de très fortes efficacités, ces deux processus ne peuvent pas expliquer simultanément les fonctions de masse, de luminosité et la relation entre masse stellaire et masse des halos de matière noire pour les galaxies évoluant à grand décalage spectral. Suite à ce constat, nous introduisons deux recettes ad-hoc pour la formation stellaire. Dans un premier temps nous appliquons une forte modification de l'efficacité de formation stellaire en relation directe avec la masse de matière noire de leur halo hôte. Cette première approche conduit à de bons résultats, en particulier dans le régime des faibles masses stellaires mais il présente, par construction un profond désaccord avec la loi de formation stellaire observées par Kennicutt. Pour cela, nous introduisons une seconde modification, plus profonde, basée sur l'existence d'une composante de gaz, évoluant en périphérie des premiers disques galactiques, mais ne pouvant pas, pour des raisons encore mal comprises, former de nouvelles générations d'étoiles. Progressivement, ce gaz impropre à la formation stellaire est convertit, il alimente alors la formation d'étoile. L'introduction de ce nouveau réservoir, introduit un délai entre le moment ou le gaz s'effondre au centre du halo et le moment ou ce gaz. Ce nouveau modèle donne de très bons résultats mais il pose la question de l'origine de ce gaz impropre à la formation stellaire. Nous abordons dans cette thèse quelques piste de recherche dans le cadre de la formation des grandes structures peuplant notre Univers.