Le sujet de cette thèse est la phase d'accrétion emballée du gaz lors de la formation des planètes géantes, au moyen de simulations hydrodynamiques. Une planète de la masse de Jupiter est simulée au sein d'un disque circumstellaire autour d'une étoile de masse solaire. Grâce aux grilles emboitées du code JUPITER, le voisinage de la planète est résolu suffisamment pour étudier le disque circumplanétaire. Des simulations 3D localement isothermes révèlent que l'accrétion est un processus fondamentalement tridimensionnel, avec 90% du gaz accrété verticalement à travers le sillon ouvert par la planète, via une circulation méridienne entre les disques circumstellaire et circumplanétaire. Le taux d'accrétion est mesuré à partir de simulations sans viscosité, en accord avec les conditions qui règnent dans l'environnement planétaire. On trouve que Jupiter doublerait sa masse en un demi million d'années durant cette phase emballée, ce qui est similaire au temps de dispersion du disque, et pourrait donc expliquer la rareté des exoplanètes très massives (plus de 3 masses de Jupiter). En ajoutant les effets thermiques au code Jupiter, nous avons réalisé des simulations radiatives, avec des températures plus réalistes. Celles-ci montrent que la température de la planète influence fortement les propriétés de la matière circum-planétaire : même une planète assez massive pour ouvrir un sillon ne peut former qu'une enveloppe planétaire supportée par la pression si sa température est élevée (~13000 K), comme une planète de faible masse. Au contraire, dans les simulations où la température au voisinage de la planète est bornée à 1000-2000 K, un disque circum-planétaire se forme. / This thesis is focusing on the runaway gas accretion phase of giant planet formation with hydrodynamic simulations. A Jupiter-mass planet is simulated embedded in a circumstellar disk around a Solar-mass star. Thanks to the JUPITER-code nested meshing technique, the planet vicinity is resolved with high resolution allowing to study the circumplanetary disk formed around the giant planet. Isothermal, 3-dimensional simulations revealed that the accretion is truly 3D process, with 90% of the gas accreted from the vertical direction through the planetary gap. This vertical influx is part of a meridional circulation between the circumstellar and circumplanetary disks. The accretion rate to planet was determined from inviscid simulation, in order to account for the presumably low viscosity environment in the forming planet’s vicinity. In this inviscid limit, the mass doubling time in the runaway phase can be as long as half a million years, competing with the gas dispersal timescale, hence providing a possible solution for the missing population of massive (>3 Jupiter-mass) giant planets. Incorporating the thermal effects into the JUPITER-code, radiative simulations with more realistic temperature information were carried out as well. These simulations revealed that the planetary temperature greatly determines the properties of the circumplanetary material. Even a gap-opening giant planet could only form a circumplanetary, pressure-supported envelope, if the planet temperature is high (~13,000 Kelvin), similarly to low-mass planets. In contrary, in the simulations were the central temperatures were capped at 1000-2000 Kelvins, circumplanetary disks were formed.

L'objectif de cette thèse est d'étudier la formation de tourbillons dans la zone morte des disques protoplanétaires. Un code numérique 3D compressible a été mis au point et utilisé pour cette étude. Deux instabilités hydrodynamiques sont envisagées pour former les tourbillons: l'instabilité de Rossby et l'instabilité barocline.La première entraine la fragmentation d'une sur-densité annulaire en une chaîne de tourbillons qui se rattrapent les uns les autres et finissent par fusionner en un seul tourbillon qui reste stable sur de très longues durées lorsque son rapport d’aspect est suffisamment grand, et possède une structure quasi bidimensionnelle. En revanche, les tourbillons tridimensionnels de petits rapport d'aspect sont affectés par l’instabilité elliptique qui les détruits en quelques rotations. Seuls persistent ceux de grand rapport d'aspect.L'instabilité barocline, fondamentalement non linéaire, produit des tourbillons à partir de perturbations d'amplitude finies ; ces tourbillons sont ensuite amplifiés et fusionnent en tourbillons plus gros si le disque est stratifié de façon instable et s’il permet aussi le transfert de chaleur. Deux types de transfert thermique ont été envisagés pour étudier cette instabilité qui conduit alors à des différences significatives dans la structure des tourbillons formés. Le rapport d'aspect étant lié à la vorticité, l'amplification des tourbillons se traduit par une diminution de leur rapport d'aspect, et les rend donc sujet à l'instabilité elliptique. Cependant, ils ne sont pas détruit et gardent une structure tourbillonnaire grâce à l'amplification barocline. / The objective of this thesis is to study the formation of vortices in the dead-zone of protoplanetary disks. A 3D compressible numerical code has been performed and used for this study. Two hydrodynamical instabilities are considered for vortex formation: the Rossby wave instability and the baroclinic instability.The first one leads tp the fragmentation of an annular bump into a chain of vortices that catch one another and merge in a single vortex; this vortex remains stable on very long durations when its aspect ratio is large enough and has a quasi two-dimensional structure. In contrast, tridimensional small aspect ratios vortices are affected by the elliptical instability and are destroyed in a few rotation periods. Only vortices with large aspect ratios can survive.The baroclinic instability, a basically non-linear one, can produce vortices from small amplitude perturbations; these vortices are then amplified and merge in bigger vortices if the disk is unstably stratified and also permits heat transfer. Two types of heat transfer have been considered leading to significant differences in the structures of the resulting vortices. As aspect ratio and vorticity are strongly related, the baroclinic amplification reduces the aspect ratio and, so, make the vortex sensitive to the elliptical instability. However, such vortices are not destroyed and keep a vertical structure thanks to the baroclinic amplification.

Ce manuscrit présente des travaux originaux sur la théorie de la formation des planètes.Le but fondamental est de connecter la composition chimique des planètes géantes etdes petits corps avec les processus physiques et chimiques prenant lieu dans le disqueprotoplanétaire.1. Dans le chapitre 1 j'introduis les propriétés fondamentales des disques protoplané-taires ainsi que les bases de la théorie de formation des planètes.2. Dans le chapitre 2 j'attaque le problème du rapport C/O supersolaire mesurérécemment dans WASP 12b. J'élabore un modèle qui suit la distribution et transportde l'eau et du CO gazeux et solides à travers leurs di_usion, condensation,coagulation, gaz drag et sublimation afin de quantifer la variation du rapport C/Odans le disque en fonction du temps et de la distance. Mon modèle montre que,au fur et à mesure du temps, les vapeurs vont être enlever de l'intérieur de leurlignes de glaces respectives, avec le vapeur CO enlevé beaucoup plus lentement quela vapeur d'eau. Cette effet va augmenter le rapport C/O à l'intérieur de la lignede glace de l'eau d'une valeur initiale solaire (0.55) vers une valeur au voisinagede l'unité, permettant de former des planètes géantes avec des rapports C/O _ 1,comme WASP 12b. Je fnis ce chapitre en discutant les preuves observationnellesde cette enlèvement des vapeurs à l'intérieur des lignes de glaces.3. Dans le chapitre 3 j'utilise le même modèle pour interpréter la composition chimiqued'Uranus et Neptune. Je montre comment la formation de ces deux planètessur la sur-densité de glaces prédite par mon modèle sur la ligne de glace de CO peutexpliquer pourquoi ces planètes sont à la fois riches en carbone, pauvres en azote etavec des valeurs D/H sous-cométaires.4. Dans le chapitre 4 je change de sujet vers les propriétés chimiques des météoriteschondritiques, surtout leurs rapports D/H. J'utilise un modèle de disques à 2 couches(actif et morte) avec une code d'évolution D/H pour vérifier si les profiles thermiquesnon monotone trouvés dans ces disques peuvent expliquer la large gamme des valeursD/H trouvé entre les différents familles chondritiques. Je finis ce chapitre en discutantles implications de ce modèle des disques contenant des zones mortes sur laformation de Jupiter.5. Finalement je résume nos résultats dans Conclusions & perspectives, et finis enposant des questions que j'espère voir résolus prochainement. / In this manuscript I present multiple original works on planets formation theory. Themain goal is to connect the chemical composition of giant planets and small bodies to thephysical and chemical processes taking place in the protoplanetary disk.1. In chapter 1 I introduce the fundamental properties of disks and the basics ofplanets formation theory.2. In chapter 2 I tackle the supersolar C/O and subsolar C/H ratios measured recentlyin WASP 12b. I elaborate a model that tracks water and CO vapors and icesevolution through di_usion, condensation, coagulation, gas drag and sublimation inorder to quantify the variation of the C/O ratio as a function of distance and time.My model shows that, over time, vapors will get permanently depleted inside oftheir respective snowlines with CO getting depleted much slower than water. Thiswill increase the C/O ratio inside of the water snowline from the solar value of 0.55to near unity, allowing the formation of giant planets with C/O _ 1, such as WASP12b. I end this chapter by discussing the observational proofs for the existence ofsuch vapor depletions inside the icelines3. In chapter 3 I use the same model to interpret the chemical composition of Uranusand Neptune. I show how the formation of both planets on the CO snowline's icesoverdensity predicted by this model can explain why both planets are rich in carbon,poor in nitrogen and have subcometary D/H ratios.4. In chapter 4 I shift the discussion to the chemical properties of chondritic meteorites,mainly their D/H ratios. I use a snapshot from a layered (active + dead)zones disk model with a D/H ratio evolution code to check if the non monotonicthermal pro_les in these disks can explain the wide range of D/H ratios measuredin the di_erent chondritic families. I end this chapter by discussing the implicationsof the dead zone disk models for the formation of Jupiter.5. I _nally summarize my results in Conclusions & perspectives, and _nish bypointing out several relevant open questions to be hopefully resolved soon.

Relier la composition atmosphérique des planètes géantes aux conditions de formation dans le disque protoplanétaire est un objectif de longue date de la communauté scientifique planétaire. C’est d’ailleurs un des facteurs qui a motivé l’envoi de satellites spatiaux vers les planètes géantes du système solaire externe, pour tenter de déterminer leur composition atmosphérique. Mais si je vous disais que certaines choses sont plus faciles à mesurer sur des exoplanètes situées à des centaines d’années-lumière de nous que sur Jupiter ou Saturne dans notre propre arrière-cour cosmique, me croiriez-vous ? Dans cette thèse, nous utilisons la spectroscopie à haute résolution avec différents instruments pour caractériser les atmo- sphères des exoplanètes géantes chaudes et en tirer toute information possible sur ce que leur composition présente implique vis-à-vis de leur historique de formation et d’évolution. Dans une première étude, nous avons utilisé le spectrographe à haute résolution dans le proche infrarouge SPIRou pour observer l’émission thermique de la Jupiter chaude non transitante τ Boo b. Nos résultats ont révélé la présence d’une forte absorption de CO, mais une absence nette de signal du H2O. Grâce à un nouveau cadre d’analyse, nous avons pu déduire de manière robuste la forme de la structure verticale de température du côté jour de τ Boo b et contraindre les abondances de toutes les principales molécules contenant de l’oxygène et du carbone dans son atmosphère. Ceci nous a permis de dériver une abondance de C/H en phase gazeuse qui est élevée par rapport à celle du Soleil, comparable au niveau d’enrichissement de Jupiter. Nous avons également exploré l’hypothèse que la composition atmosphérique de τ Boo b pourrait être le résultat de son historique de formation, si elle s’est formée près de la ligne de glace du CO en accrétant du gaz enrichi. Dans un second projet, nous avons utilisé le spectrographe optique haute résolution MAROON-X pour observer l’exoplanète géante ultra-chaude WASP-76b alors qu’elle pas- sait devant son étoile hôte. Ces données nous ont permis de détecter 16 espèces dans son atmosphère, y compris une première détection sans ambiguïté de la molécule d’oxyde de vanadium, considérée comme le moteur des inversions thermiques. En mesurant l’abondance relative des espèces observées, nous avons pu découvrir une transition abrupte dans la tem- pérature de condensation : où les éléments étaient soit dans des proportions proches de celles du soleil par rapport au fer, soit appauvris par des ordres de grandeur s’ils avaient des tem- pératures de condensation supérieures à 1550K. Nos résultats ont également montré que presque toutes les espèces détectées ont des signaux d’absorption asymétriques, indiquant que WASP-76b a probablement un hémisphère plus froid ou plus nuageux que l’autre. Enfin, dans une troisième étude, nous avons observé l’émission thermique du côté jour de la Jupiter ultra-chaude WASP-121b en utilisant les spectrographes à haute résolution CRIRES+ et ESPRESSO. Avec cet ensemble de données combinées couvrant les longueurs d’onde optiques et proche infrarouge, nous avons pu détecter des signaux d’émission de CO, H2O, Fe, et Ni, indiquant que l’atmosphère de WASP-121b a une inversion thermique. Grâce à une analyse de récupération, nous avons ensuite mesuré simultanément et avec précision les abondances de C, O, Fe, et Ni, constatant que les éléments C et O, plus volatils, sont plus abondants que le Fe et Ni réfractaire. De cette composition atmosphérique déduite, nous avons pu conclure que WASP-121b a probablement accrété son enveloppe à une séparation orbitale beaucoup plus grande que sa position actuelle, à partir d’un matériau riche en glace. Avec ces travaux, nous avons démontré la puissance des instruments et des techniques dis- ponibles aujourd’hui pour extraire beaucoup d’informations sur les atmosphères des Jupiters chaudes et ultra-chaudes. En particulier, la capacité de mesurer leur composition avec une grande précision nous a permis d’explorer des liens potentiels avec la formation, ce qui peut nous donner un aperçu des mécanismes physiques qui permettent la formation des planètes géantes. Cependant, il reste encore beaucoup à faire et nous espérons continuer à repousser les limites de ce que nous pouvons réaliser avec la spectroscopie à haute résolution, ainsi qu’à exploiter les synergies avec les observations complémentaires qui peuvent être obtenues avec des télescopes spatiaux tels que le JWST. / Relating the atmospheric composition of giant planets to formation conditions in the protoplanetary disc is a longstanding goal of the planetary science community. Indeed this has been one of the motivating factors for sending spacecrafts to the giant planets in the outer Solar System and try to determine their atmospheric compositions. But what if I told you that certain things are easier for us to measure on exoplanets hundreds of light years away from us than they are for Jupiter or Saturn in our own cosmic backyard – would you believe me? In this thesis we use high-resolution spectroscopy with different instruments to characterize the atmospheres of hot giant exoplanets and tease out any information we can about what their present-day compositions entail about their formation and evolution histories. In a first work, we used the high-resolution SPIRou near-infrared spectrograph to observe the thermal emission of the non-transiting hot Jupiter τ Boo b. Our results showed the presence of strong CO absorption, but a distinct lack of an H2O signal. With a newly developed analysis framework, we were able to robustly infer the shape of the dayside vertical temperature structure of τ Boo b and constrain the abundances of all the major oxygen- and carbon-bearing molecules in its atmosphere. This allowed us to derive a gas-phase C/H abundance that is elevated with respect to that of the Sun, comparable to Jupiter’s enrichment levels. We further hypothesized that the atmospheric composition of τ Boo b may be the result of its formation history, if it formed near the CO snowline from enriched gas due to pebble drift. In a second project, we used the high-resolution MAROON-X optical spectrograph to observe the ultra-hot giant exoplanet WASP-76b as it passed in front of its host star. From this data, we were able to detect 16 species in its atmosphere, including a first unambiguous detection of the vanadium oxide molecule thought to be a driver for thermal inversions. By measuring the relative abundances of the species observed, we were further able to discover a sharp transition in condensation temperature wherein elements were either in near-solar proportions relative to iron, or depleted by orders of magnitudes if they had condensation temperatures above 1,550 K. Our findings also showed that nearly all species detected have asymmetric absorption signals, indicating that WASP-76b likely has one hemisphere that is either colder or cloudier than the other. Finally, in a third study we observed the dayside thermal emission of the ultra-hot Jupiter WASP-121b using both the CRIRES+ and ESPRESSO high-resolution spectrographs. With this combined data set covering both optical and near-infrared wavelengths, we were able to detect CO, H2O, Fe, and Ni emission signals, indicating that the atmosphere of WASP-121b has a thermal inversion. With a retrieval analysis, we then simultaneously and precisely measured abundances for C, O, Fe, and Ni finding that the more volatile C and O elements are more abundant than refractory Fe and Ni. From this inferred atmospheric composition, we were able to conclude that WASP-121b likely accreted its envelope at a much larger orbital separation than its present-day location, from material that was ice-rich. With these works, we have demonstrated the power of now-available instrumentation and techniques to extract a wealth of information about the atmospheres of hot and ultra-hot Jupiters. In particular the ability to measure their compositions to high degrees of precision has allowed us to explore potential links to formation that may give us insights into the physical mechanisms that allow for giant planets to form. However, still much work remains, and hopefully we will continue to push the boundaries of what we can achieve with high- resolution spectroscopy, as well as leverage synergies with complementary observations that can be obtained with space-based telescopes such as the JWST.