La simulation numérique des éoliennes flottantes est essentielle pour le développement des Energies Marines Renouvelables. Les outils de simulation classiquement utilisés supposent un écoulement stationnaire sur les rotors. Ces théories sont généralement assez précises pour calculer les forces aérodynamiques et dimensionner les éoliennes fixes (à terre ou en mer) mais les mouvements de la plateforme d’une éolienne flottante peuvent induire des effets instationnaires conséquents. Ceux-ci peuvent par exemple impacter la force de poussée sur le rotor. Cette thèse de doctorat cherche à comprendre et à quantifier les effets de l’aérodynamique instationnaire sur la tenue à la mer des éoliennes flottantes, dans différentes conditions de fonctionnement. L’étude montre que les forces aérodynamiques instationnaires impactent les mouvements de la plateforme lorsque le rotor est fortement chargé. Les modèles quasi-stationnaires arrivent néanmoins à capturer la dynamique des éoliennes flottantes avec une précision suffisante pour des phases de design amont. Les éoliennes flottantes à axe vertical sont elles aussi étudiées pour des projets offshore puisqu’elles pourraient nécessiter des coûts d’infrastructure réduits. Après avoir étudié l’influence de l’aérodynamique instationnaire sur la tenue à la mer de ces éoliennes, une comparaison est menée entre éoliennes flottantes à axe horizontal et à axe vertical. Cette dernière subit une importante poussée aérodynamique par vents forts, induisant de très grands déplacements et chargements. / Accurate numerical simulation of thesea keeping of Floating Wind turbines (FWTs) is essential for the development of Marine Renewable Energy. State-of-the-art simulation tools assume a steady flow on the rotor. The accuracy of such models has been proven for bottom-fixed turbines, but has not been demonstrated yet for FWTs with substantial platform motions. This PhD thesis focuses on the impact of unsteady aerodynamics on the seakeeping of FWTs. This study is done by comparing quasi-steady to fully unsteady models with a coupled hydro-aerodynamic simulation tool. It shows that unsteady load shave a substantial effect on the platform motion when the rotor is highly loaded. The choice of a numerical model for example induces differences in tower base bending moments. The study also shows that state of the art quasi-steady aerodynamic models can show rather good accuracy when studying the global motion of the FWTs. Vertical Axis Wind Turbines (VAWTs) could lower infrastructure costs and are hence studied today for offshore wind projects. Unsteady aerodynamics for floating VAWT sand its effects on the sea keeping modelling have been studied during the PhD thesis,leading to similar conclusions than for traditional floating Horizontal Axis Wind Turbines (HAWTs). Those turbines have been compared to HAWTs. The study concludes that, without blade pitch control strategy, VAWTs suffer from very high wind thrust at over-rated wind speeds, leading to excessive displacements and loads. More developments are hence needed to improve the performance of such floating systems.

Les étoiles de masse intermédiaire (2M⊙ ≤ M ≤ 10M⊙) sont parmi les sources dominantes du champ interstellaire FUV dans la Galaxie. Elles régulent les phases du milieu interstellaire et l’ensemble des processus de formation stellaire galactique. Alors que les protoétoiles de type solaire et massives ont été et continuent à faire l’objet de nombreuses études, la formation des étoiles intermédiaires a été relativement peu étudiée. Leur structure physique, composition chimique et leur richesse moléculaire sont un domaine à explorer.L’objectif de ma thèse est d’obtenir un recensement détaillé et aussi complète que possible des propriétés physico-chimiques d’une protoétoile isolée de masse intermédiaire. Notre choix s’est porté sur Cep E-mm (100 L⊙).J’ai pour cela complété un relevé spectral de l’émission moléculaire dans les bandes (sub)millimétriques entre 72 et 350 GHz avec le télescope de 30m de l’IRAM. La sensibilité des observations a permis d’identifier la présence de nombreuses molécules complexes organiques (COMs) dans l’enveloppe de la protoétoile, mais aussi, plusieurs espèces moléculaires inhabituelles dans le jet généré par la protoétoile. Des observations complémentaires avec le télescope de 30m ont permis de cartographier l’émission moléculaire à grande échelle (20’’ à 11’’ ; 15000 à 8000 UA). En parallèle, des cartes interférométriques de l’émission moléculaire entre 86 – 90 GHz et 216 – 220 GHz ont été obtenues avec l’interféromètre de l’IRAM (NOEMA) à 1.4’’ (1000 UA) de résolution angulaire. Ces observations m’ont permis d’obtenir une première description de la distribution de l’émission moléculaire au sein de l’enveloppe, des grandes échelles, dans les parties extérieures de l’enveloppe étendue, aux petites échelles dans la région d’un hot corino. Les études présentées ici ont suivi un travail méticuleux de réduction et d’analyse des données, single-dish et interférométriques. Plus précisément, j’ai identifié et séparé les contributions à l’émission détectée dans le lobe du télescope de 30m de l’IRAM des différentes régions physiques du cœur protostellaire. De ce fait, j’ai identifié et caractérisé quatre composantes physiques qui diffèrent par leurs propriétés spectroscopiques et leurs conditions d’excitation : l’enveloppe étendue, le hot corino, le flot bipolaire basse vitesse et le jet à haute vitesse. Enfin, l’anisotropie de la distribution de brillance du flot et du jet bipolaire ne peut pas être modélisée par l’approche ‘’classique’’ d’une source gaussienne. J’ai développé des outils spécifiques semi-analytiques pour calculer de manière approchée, et plus raisonnable, le couplage entre le lobe du télescope et la source. / Intermediate-mass stars (2 M⊙ ≤ M ≤ 10 M⊙) are among the dominant sources of FUV interstellar field in the Galaxy. They regulate the phases of interstellar medium and the whole process of galactic star formation. While solar-type and massive protostars have been and continue to be the subject of many studies, the formation of intermediate stars has been relatively little studied. Their physical structure, chemical composition and molecular richness are still a subject to explore.The aim of my thesis is to obtain a detailed census, as complete as possible ,of the physical and chemical structure of an isolated intermediate-mass protostar: Cep E-mm (100 L⊙).I have completed a spectral survey of the molecular emission in the (sub)millimetre bands between 72 and 350 GHz with IRAM 30m telescope. The sensitivity of the observations made it possible to identify the presence of numerous complex organic molecules (COMs) in the protostar envelope, but also several unusual molecular species in the protostellar jet. Additionally, further observations with the IRAM 30m telescope made it possible to map the molecular emission at large scale (20’’ to 11’’; 15000 to 8000 AU). In parallel, interferometric maps of the molecular emission between 86 – 90 GHz and 216 – 220 GHz were obtained with NOEMA, the IRAM interferometer, at 1.4’’ (1000 AU) of angular resolution. These observations allowed me to obtain the distribution of molecular emission within the source, from large scales in the outer parts of the extended envelope, to the small scales in the hot corino region. The single-dish and interferometric observations were reduced and analysed in a meticulous manner. More precisely, I identified and separated the molecular emission contribution from the different physical regions as observed with the IRAM 30m telescope. I have identified and characterized fours physical components that differ in their spectroscopic properties and excitation conditions: the extended envelope, the hot corino, the bipolar outflow and the high-velocity jet. Finally, the anisotropy of the brightness distribution from the outflow system cannot be modelled by the “classical” Gaussian approach. I have developed specific tools to estimate, in a semi-analytical manner, the coupling between the telescope lobe and the source.

L'utilisation des lasers de puissance permet l'étude des propriétés de la matière dans des conditions extrêmes de température et de densité. En effet, l'interaction d'un laser de puissance sur une cible créée un plasma dont la température est suffisamment grande pour atteindre des degrés d'ionisation élevés. Ces conditions peuvent permettre, via divers processus, d'exciter le noyau dans un état nucléaire et notamment dans un état isomère. Un noyau d'intérêt pour étudier ces phénomènes est le 201 Hg. Ce travail de thèse s'inscrit dans le cadre du dimensionnement d'une expérience visant la mise en évidence de l'excitation du 201 Hg dans un plasma laser.La première partie de ce manuscrit présente la détermination des taux d'excitation nucléaire dans les plasmas. Depuis une dizaine d'années les taux d'excitation sont déterminés en utilisant le modèle de l'atome moyen. Afin de valider ce modèle, un code, appelé ADAM (Au-Delà de l'Atome Moyen), a été développé afin de calculer le taux d'excitation nucléaire en DCA (Detailed Conguration Accounting). Il nous permettra d'en déduire un domaine thermodynamique en température et densité où les taux d'excitation déterminés avec le modèle de l'atome moyen sont pertinents.La deuxième partie présente le couplage des taux d'excitation nucléaire avec un code hydrodynamique afin d'en déduire, pour différentes intensités laser, le nombre de noyaux qu'il serait possible d'exciter par tir laser. Enfin, dans une dernière partie,les premières approches expérimentales qui serviront au dimensionnement d'une expérience sur une installation laser sont présentées. Ces approches sont basées sur la détection et la détermination de la quantité d'ions multichargés obtenue loin de la cible (~80 cm). Pour cela, un déviateur électrostatique a été utilisé. / The use of high power lasers allows the study of the properties of matter in extremeconditions of temperature and density. Indeed, the interaction of a power laser and atarget creates a plasma in which the temperature is high enough to reach important degrees of ionization. These conditions can allow the excitation of the nucleus. Anucleus of interest to study the processes of nuclear excitation is the 201 Hg. Thiswork aims to design an experiment where the 201 Hg excitation will be observed in aplasma produced by a high power laser. The first part of this manuscript presents the calculation of the expected nuclear excitation rates in the plasma. For about ten years, nuclear excitation rates have been calculated using the average atom model. To validate this model a code named ADAM (french acronym for Beyond The Average Atom Model) was developed to calculate the nuclear excitation rates under the DCA (Detailed Configuration Accounting) hypothesis. ADAM allows us to deduce the thermo dynamical domain where the nuclear excitation rates determined with the average atom model are relevant. The second part of this manuscript presents the coupling of the excitation rate calculation with a hydrodynamic code to calculate the number of excited nuclei produced in one laser shot for different laser intensity. Finally, in the last part, first experimental approaches which will be used to design an experiment on a laser installation are presented. These approaches are based on the detection and determination of the amount of multicharged ions obtained far from the target (~80 cm). For this purpose, an electrostatic analyzer was used.

Cette thèse est une contribution à un projet dont l'objet est de construire un outil d'analyse fiable de la conduite en compétition de match-racing. Le comportement dynamique du voilier résulte de l'équilibre entre de nombreuses actions qu'il faut prendre en compte dans leur ensemble pour ne pas arriver à des conclusions erronées sur la performance et le comportement. Nous avons construit un simulateur dont la structure modulaire permettra d'intégrer les modèles de toutes les actions en présence au fur et à mesure que la connaissance progresse dans les différents domaines concernés. Des modèles empiriques éprouvés sont utilisés pour la partie aérodynamique. L'interaction aérodynamique est représentée par l'addition de deux modèles simples, une singularité de type tourbillon et un sillage plan auto préservé. Ces modèles sont globaux et relativement rudimentaire mais des investigations plus poussées semblent aujourd'hui aventureuses tant les paramètres de réglage des voiles sont nombreux et complexes. Nous avons privilégié l'étude des efforts hydrodynamiques stationnaires. Des campagnes d'essais ont été menées en adaptant des techniques expérimentales existantes. L'objectif était de quantifier l'influence des paramètres d'attitude, de vitesse et de position. La méthode des plans d'expériences a été mise en oeuvre pour structurer la démarche et pour construire des modèles simples et rapides compatibles avec la simulation en temps réel. La rigueur de cette méthode permet en outre de réaliser une analyse de l'erreur de mesure et de comparer différentes modélisations. Des exemples de simulation illustrent en fin de document les possibilités offertes par la version actuelle du simulateur

La comprehension des processus conduisant à la formation des étoiles est l'un des enjeux majeurs de l'astrophysique contemporaine. Au sein des nuages conduisant à la formation d'étoiles, les conditions de température, pression, etc... sont telles qu'il est impossible de les reproduire par l'expérience. C'est pourquoi la simulation numérique reste le seul moyen d'étudier les phénomènes physiques intervenant dans le processus de formation des étoiles et ainsi de vérifier la théorie. Ma thèse est axée autour des méthodes numériques utilisées dans le contexte de la formation d'étoiles, phénomène multi-échelles et hautement non-linéaire, nécessitant l'utilisation d'outils bien adaptés. Dans cette thèse autour de l'étude des premières phases de l'effondrement de coeurs denses préstellaires, mon travail s'est divisé en 4 parties liées. Dans une première étude, j'ai utilisé un code lagrangien 1D à symétrie sphérique (Audit et al. 2002) pour comparer plusieurs modèles traitant plus ou moins précisément le transfert radiatif et l'interaction matière-rayonnement. Cette comparaison est basée sur des calculs simples d'effondrement gravitationnel conduisant à la formation du premier coeur de Larson. J'ai aussi tiré bénéfice de ce premier travail pour étudier les propriétés du choc d'accrétion sur le premier coeur de Larson. Nous avons développé un modèle semi-analytique permettant de reproduire les propriétés de saut au choc en partant d'hypothèses bien connues. Ayant validé les méthodes utilisées précédemment, nous avons retenu l'approche de diffusion à flux limité que j'ai ensuite intégrée avec les équations de l'hydrodynamique radiative dans le code AMR RAMSES (Teyssier 2002). Après validation des schémas implémentés, nous avons utilisé RAMSES pour réaliser des effondrements multidimensionnels avec champ magnétique et transfert radiatif. Nous avons ainsi réalisé les premières simulations combinant les effets du champ magnétique et du transfert radiatif aux petites échelles avec une grande précision. Nos résultats montrent que le transfert radiatif à un impact significatif sur la fragmentation au cours de l'effondrement des coeurs denses préstellaires. Enfin, j'ai réalisé une comparaison du code RAMSES (approche eulérienne) et du code SPH DRAGON (Goodwin 2004, approche lagrangienne). Nous avons étudié l'impact de la résolution numérique sur la conservation du moment angulaire et la fragmentation. Nous avons montré qu'en utilisant des critères de résolution forts et bien supérieurs aux critères usuels de la littérature, les deux outils convergent et semblent donc bien adaptés à la formation d'étoiles.

Parmi les contaminants introduits dans l'environnement, les éléments radioactifs artificiels apparaissent particulièrement importants à prendre en considération du fait de leur toxicité chimique et/ou de leur radiotoxicité. De nombreux radio éléments étant susceptibles de se retrouver associés aux sédiments, l'étude de la dynamique sédimentaire est un préalable nécessaire à l'étude de leur dispersion en mer. Cette thèse s'intéresse au devenir des sédiments dans le Golfe du Lion (NW de la Méditerranée) et en particulier à l'impact des apports du Rhône, principal vecteur de matière particulaire vers le milieu marin. Afin d'étudier les mécanismes du transport particulaire à différentes échelles spatiales et temporelles, cette thèse s'appuie sur la modélisation mathématique. Le modèle hydro-sédimentaire mis en place dans le Golfe du Lion, qui prend en compte l'effet conjoint des vagues et des courants, a été étayé par l'analyse de données hydro-sédimentaires récemment acquises. Des observations in situ obtenues au cours des expériences CARMA (hiver 2006/2007) et SCOPE (hiver 2007/2008) ont été utilisées pour mieux comprendre les processus physiques contrôlant le transfert des particules au niveau du prodelta du Rhône et valider le modèle mis en place. La période de la crue centennale du Rhône de décembre 2003 a également été simulée afin d'étudier l'impact de ce type d'évènement extrême sur le devenir des sédiments. Pour l'ensemble des périodes considérées, les observations et les simulations utilisées conjointement ont permis de mettre en évidence la capacité d'érosion et de transport importante induite au niveau du prodelta lors des tempêtes de sud-est

Le contexte général de cette thèse est l'étude des étoiles géantes variables de type Céphéides, qui subissent des oscillations acoustiques purement radiales. Ces oscillations sont excitées par un mécanisme lié aux propriétés d'absorption du rayonnement par la matière, le kappa-mécanisme, et cette instabilité conduit dans le diagramme Hertzsprung-Russell à la bande d'instabilité des Céphéides. Les Céphéides les plus froides, qui correspondent au bord rouge de cette bande d'instabilité, ont une zone convective de surface importante et un couplage fort s'installe entre la convection et les pulsations. Cet effet est pour l'heure mal maîtrisé puisque la modélisation de la convection dépendante du temps repose sur des paramètres ad hoc. Le but de cette thèse est d'étudier ce couplage convection-pulsations à l'œuvre dans les Céphéides froides. Une analyse de stabilité linéaire nous a tout d'abord permis de déterminer les modèles d'équilibre les plus instables par kappa-mécanisme. Ces modèles ont ensuite servi de point de départ à une série de simulations numériques directes (DNS) calculées grâce à un solveur implicite développé au cours de cette thèse. Nous avons ainsi réalisé les premières simulations 2-D du couplage convection-pulsations où les oscillations acoustiques sont excitées de manière cohérente par kappa-mécanisme. Nous avons alors montré que l'action de la convection sur les oscillations pouvait conduire à leur amortissement, ce qui accrédite l'idée que les Céphéides proches du bord rouge sont stabilisées par la convection de surface.

Une étude théorique et expérimentale de la stabilité de tourbillons elliptiques est menée à terme dans la présente étude. On analyse dans un premier temps la stabilité de tourbillons lagrangiens instationnaires non uniformes avec un formalisme courte longueur d'onde de type WKB. Il apparait alors que le mécanisme de déstabilisation de ces tourbillons est le même que celui déstabilisant un tourbillon elliptique uniforme. Ce résultat montre ainsi que l'instabilité elliptique est un mécanisme universel de déstabilisation 3D de tourbillons 2D. Dans un deuxième temps est étudié théoriquement et expérimentalement la stabilité de tourbillons elliptiques confinés dans un fluide stratifié en rotation. Le dispositif expérimental permettant cette étude est constitué d'un cylindre en rotation (rempli d'un fluide stratifié en densité suivant la verticale), déformé elliptiquement par deux rouleaux fixes, le tout étant solidaire d'une table elle aussi en rotation. En faisant varier les différents paramètres de notre expérience (la fréquence de Brünt-Väisälä Nb et la vorticité absolue Ta, les deux grandeurs étant adimensionnées par le taux relatif de rotation des particules fluides), nous avons observé que la stratification et la rotation ont une contribution antagoniste sur la stabilité d'un tourbillon elliptique. Ainsi si la stratification est suffisamment forte (Nb > 1), nous observons que seuls les anticyclones (tels que |Ta| < 1) sont instables. Les cyclones étant toujours stables. Par ailleurs si la stratification est faible (Nb < 1), les zones d'instabilité s'inversent. Finalement les longueurs d'ondes ainsi que les taux de croissance des modes, mesurés par analyse d'images, sont en bon accord avec les prévisions théoriques.

Le chargement dynamique des paliers hydrodynamiques et des amortisseurs à film fluide soumet le film lubrifiant à une action d'écrasement périodique. Cette sollicitation conditionne la portance du film lubrifiant et peut engendrer sa rupture, créant ainsi des conditions sévères de fonctionnement. L'étude approfondie, tant expérimentale que numérique du comportement du film soumis à une action d'écrasement périodique, s'avère donc indispensable pour pouvoir maîtriser les performances de ces dispositifs. <br /><br />Pour ce faire, trois codes de calcul numérique sont développés dans le cadre de cette thèse. Ces codes sont basés sur la théorie de JFO. Les équations établies sont discrétisées en différences finies et en éléments finis. Pour un film d'huile écrasé périodiquement, à faibles fréquences, entre deux surfaces conformes, les prédictions numériques de ces trois codes sont très proches. Par ailleurs, les visualisations numériques de la rupture dans les différents types de contacts ont montré l'impact de la fréquence des oscillations sur l'étendue et la durée de la rupture de film. <br /><br />L'étude expérimentale est conduite via un banc d'essai conçu puis réalisé. Deux modes de rupture de film sont identifiés : la rupture par séparation des gaz saturés et la rupture par séparation due à l'introduction de l'air ambiant. La visualisation de chaque mode est conditionnée par la fréquence des oscillations. La forme de la zone de rupture due à l'introduction de l'air ambiant dépend de la fréquence, de la hauteur du bain d'huile et de la géométrie du contact. <br /><br />Pour les surfaces non conformes, les résultats des modèles numériques sont en bon accord avec les résultats expérimentaux. Les différences constatées dans le cas des surfaces conformes sont dues aux imperfections géométriques et à la souplesse des structures qui composent le dispositif expérimental.

Cette thèse concerne la construction d'un micro-rhéomètre. Il assure la mesure des propriétés viscoélastiques linéaires des fluides complexes sur une large gamme de fréquence (de 1 Hz à 100 kHz). Afin de répondre à la problématique de mesure des propriétés rhéologiques de petites quantités de fluide pour des gammes de fréquence étendues, la dynamique en milieu liquide des microstructures résonantes en silicium a été analysée. A cette échelle micrométrique, les vibrations de micropoutres dépendent non seulement des propriétés de la microstructure (géométrie, matériaux) mais aussi des propriétés du fluide environnant (densité, viscoélasticité). En effet, de façon schématique, la présence du fluide se traduit par deux phénomènes : un phénomène d'inertie (‘effet de masse') et un phénomène dissipatif (‘effet de pertes visqueuses').<br />Ainsi l'analyse de la réponse fréquentielle des microstructures mobiles permet de remonter aux<br />propriétés des fluides en fonction de la fréquence.