Les anneaux planétaires représentent une fabuleuse opportunité d'étudier à portée de main une majorité de phénomènes ayant lieu dans les disques fins. Que ce soient les disques galactiques, les disques circumstellaires ou les disques d'accrétion, on retrouve à tous les redshifts et à toutes les échelles de l'Univers des disques.<br /><br />Depuis l'arrivée de l'orbiteur spatial Cassini autour de Saturne en juillet 2004, notre connaissance des disques planétaires s'est considérablement accrue et un long travail s'amorce pour comprendre tous les phénomènes qui y sont observés en temps réel. Ceci est dû aux observations effectuées par Cassini qui sont inédites et uniques en termes de résolution spatiale, sensibilité, variété des géométries d'illumination et suivi temporel.<br />Parmi ces phénomènes, deux tout à fait exceptionnels ont été choisis pour l'élaboration de la thèse que je vais vous présenter.<br /><br />Une première partie porte sur un anneau à l'activité dynamique particulièrement importante : l'anneau F. Cet anneau, depuis sa découverte en 1979 par la sonde interplanétaire Pioneer 11, a suscité les théories dynamiques les plus diverses pour expliquer sa structure multi-radiale complexe et sa structure azimutale variable. <br />J'ai montré que la structure multi-radiale de cet anneau pouvait être comprise par l'existence d'une spirale qui s'enroule autour d'une région centrale, brillante, excentrique et inclinée : le cœur. La durée de vie de cette spirale n'est pas la même que le cœur, suggérant que les processus qui créent la spirale sont périodiques. <br />De plus, la structure du cœur est stable à grande échelle sur près d'un an, mais est très instable sur une plus courte échelle spatiale et temporelle, ce qui s'explique par des interactions multiples avec le satellite Prométhée et des satellites éphémères. Grâce à la meilleure caractérisation de la géométrie du cœur, j'ai pu montrer que ces satellites éphémères croisent plusieurs fois par an l'orbite du cœur, ce qui pourrait expliquer la courte durée de vie de ces petits objets (~ 10 km) d'une part et leur rôle dans la création de la structure spiralée d'autre part.<br /><br />La seconde partie est consacrée à la photométrie des anneaux de Saturne et à une surbrillance particulière observée lorsque le Soleil et l'observateur sont alignés : l'effet d'opposition. Cette surbrillance a été observée dans les anneaux principaux pour la première fois en 1878 par Müller, et est demeurée jusqu'à présent profondément mystérieuse. L'utilisation de modèles préexistants couplant l'optique géométrique et l'optique quantique (grâce à la théorie de la rétro-diffusion cohérente qui a valu à Philip Anderson le Prix Nobel de Physique en 1977) a permis de comprendre une partie de l'effet d'opposition dans les anneaux de Saturne. J'ai pu toutefois démontrer que cinq hypothèses généralement admises sur le masquage des ombres et la rétro-diffusion cohérente sont inexactes, ce qui souligne les insuffisances des modèles actuels de l'effet d'opposition. <br />Enfin, grâce à la qualité et la diversité des observations de Cassini, j'ai pu obtenir des informations sur la nature et l'état de surface des particules des anneaux. Pour la première fois, à l'aide d'inversion des courbes de phase avec des modèles photométriques analytiques, l'albédo, l'anisotropie, la rugosité macroscopique, la taille effective des grains et des particules ont pu être déterminées et corrélées avec la profondeur optique des anneaux. Ces valeurs montrent d'une part que les anneaux de Saturne possèdent une gamme de comportements photométriques plus large que celle de tous les objets planétaires réunis. D'autre part, la perspective d'expliquer ces comportements photométrique via la dynamique semble être une issue incontournable. Des simulations photométriques et dynamiques futures devraient permettre d'aller dans ce sens.

Cette thèse présente une étude des propriétés rotationnelles des particules dans les anneaux A et C de Saturne. La rotation des particules sur elles mêmes est un des paramètres dynamiques clé qui entre en jeu au cours des collisions mutuelles. La distribution du spin w dépend en effet des vitesses relatives mais aussi de l'état de surface du régolite (porosité et rugosité) et donc de la structure interne des particules. La contrainte de w passe par l'interprétation de l'émission thermique (fonction de l'inertie thermique Tau et de w) du disque en fonction de l'angle de phase et de la longitude planétocentrique, car il n'est pas encore possible d'observer les particules individuellement. Les variations azimutales de température observées à différents angles de phase sont modulées par le refroidissement des particules à chaque orbite, lorsqu'elles traversent l'ombre de la planète. Les vitesses de réchauffement et de refroidissement permettent de mesurer l'inertie thermique, alors que les différences de température en fonction de l'angle de phase nous informent sur l'anisotropie d'émission associée au spin.<br>Ces variations de température ont été observées dans l'infrarouge, à faible angle de phase avec les caméras CAMIRAS (CFHT) et VISIR (VLT), et à de multiples angles de phase avec les spectromètres IRIS (Voyager) et CIRS (Cassini), offrant respectivement une couverture azimutale totale ou partielle. Un modèle thermique d'anneau planétaire constitué de particules de glace sphériques en rotation et réparties suivant une structure monocouche a été développé pour interpréter les températures observées. Il permet de déterminer comment la température du disque, soumis aux multiples sources de chauffage (Soleil, Saturne...etc), varie avec l'angle de phase et la longitude en fonction des propriétés thermiques des particules.<br>L'importante asymétrie d'émission à faible ou fort angle de phase montre que les plus grosses particules, qui contiennent une fraction importante de la masse de l'anneau C, ont une vitesse moyenne de rotation proche de la rotation Keplerienne Omega(w/Omega =0.5±0.4). Ce résultat, obtenu avec les hypothèses d'une distribution mono taille des particules, et suivant une structure monocouche, est compatible avec les résultats des simulations dynamiques. L'inertie thermique du régolite de l'anneau C (Tau = 6.0 ± 4Jm-2K-1s-1/2) est 3 ordres de grandeur plus faible que celle de la glace d'eau cristalline, et confirme une structure très poreuse, probablement engendrée par des fissures à la surface des particules. Elles sont probablement la conséquence du resurfaçage permanent dû aux collisions mutuelles, ou aux forces de tensions liées aux importantes variations de température à chaque orbite.<br>Aux variations de température azimutales de l'anneau A liées au spin et au refroidissement des particules dans l'ombre de la planète, s'ajoute une modulation de température de brillance, corrélée avec la variation de profondeur optique. Cette variation a pu être mise en évidence par les observations de CIRS à de multiples angles de phase et s'explique par la présence d'instabilit és gravitationnelles connues sous le nom de " wakes ". L'émission thermique de l'anneau A observée avec VISIR, après la prise en compte des observations de CIRS, est similaire à celle provenant de structures planes dans lesquelles les particules forment des agrégats. La haute résolution angulaire accessible au VLT nous a permis, pour la première fois, de mesurer les variations azimutales de température dans cette région et d'en déduire son inertie thermique. La valeur trouvée (Tau = 4 ± 3Jm-2K-1s-1/2), sous l'hypothèse d'une structure plane monocouche, est sensiblement identique à celle des anneaux C et B, indiquant un état de surface probablement similaire.

Cette thèse a été développée dans le cadre d’une cotutelle entre la Pontificia Universidad Católica de Chile et l’Université Pierre et Marie Curie. Je décris les tests effectués sur deux kits d’occultation, chacun constitué d’une caméra rapide, d’un système de datation et d’un logiciel d’enregistrement. En plus, j’ai observé plusieurs occultations stellaires par des objet transneptuniens et des centaures, y compris celle qui a mené à la découverte des anneaux de Chariklo. J’utilise des occultations stellaires pour obtenir les paramètres physiques de trois objets. Pour 2007 UK126 , je déduis la densité la plus probable en analysant les ajustements elliptiques du limbe sur une occultation stellaire. Pour 2003 AZ84 , en analysant deux occultations stellaires, je limite la densité et l’orientation de l’objet. Pour le centaure Chariklo, j’adopte une approche statistique bayésienne pour analyser cinq occultations stellaires et je déduis une forme ellipsoïdale de demi-axes a=148 km, b=132 km et c=102 km, avec des irrégularités topographiques de ∼6 km, comparables à celles de satellites de Saturne de taille et densité similaires. L’albédo géométrique du Chariklo est de 3.7% et la réflectivité de l’anneau est de 4.9%. En fin, j’étudie les résonances de type Lindblad entre le moyen mouvement des particules de l’anneau et la rotation d’un corps irrégulier. L’excès de masse en provenance d’un corps sphérique exerce des moments forts sur un disque collisionnel, et repousse le matériau situé au niveau du rayon de la corotation jusqu’à la résonance la plus externe. Pour Chariklo, les courtes échelles de temps (< 10 5 ans) expliquent l’emplacement actuel de ses anneaux. / This thesis has been developed in a co-supervision between the Pontificia Universidad Católica de Chile and the Université Pierre et Marie Curie.First, I describe tests performed on two occultation kits, each consisting in a fast camera, a time registration system and an acquisition software. Additionally, observed several stellar occultations by TNOs and Centaurs, including the one that lead to the discovery of Chariklo's rings.Then, I study the physical characterization of three object with the analysis of stellar occultations. For 2007 UK126 I derive the more probable density analyzing elliptical fits to a multichord occultation. For the plutino 2003 AZ84, I constrain its density and orientation analyzing two stellar occultations. For the Centaur object Chariklo I adopt a Bayesian-MCMC approach to analyze five stellar occultations and derive a elliptical shape with a=148 km, b=132 km and c=102 km with topographic features of ~6 km, comparable to those of Saturnian icy satellites with similar size and density. The body geometric albedo is 3.7±0.1% and a its ring reflectivity 4.9±0.3%.Finally, I consider Lindblad resonances between the mean motions of ring particles and the rotation of an irregular body. Mass excess departing from a spherical body exert strong torques on a collisional disk that clear the material from the corotation radius up to the outermost resonance.For Chariklo, the very short clearing timescales (<105 years) explains the current location of its rings.