L’exploration spatiale effectuée par les missions orbitales et in situ a permis de mettre en évidence la grande diversité d’objets planétaires rencontrés dans le Système Solaire. Les propriétés de leurs surfaces et notamment leurs compositions sont d’excellents témoins des différents processus physiques endogènes et exogènes ayant façonné ces différents corps depuis leur formation jusqu’à aujourd’hui. Ma thèse a pour contexte l’exploration spatiale multi-échelle des surfaces de deux types d’objets que sont les astéroïdes de type-C et Mars. Les astéroïdes de type C sont des corps très primitifs et ainsi reconnus pour contraindre les premiers stades d’évolution du Système Solaire. Ils peuvent notamment apporter de nombreux indices concernant la présence de phases altérées et de matière organique lors des phases primordiales du Système Solaire. Quant à Mars, sa surface se révèle fascinante en particulier grâce à la grande variété des minéraux détectés par les différentes sondes spatiales. Ces minéraux sont traceurs de nombreux processus physiques qui ont prévalu à la surface permettant ainsi de mieux comprendre les interactions entre les différentes enveloppes que sont la structure interne, la surface, l’atmosphère et l’environnement spatial de Mars. Dans ce travail de thèse je me suis intéressée à l’étude de la minéralogie des surfaces obtenue par imagerie hyperspectrale, d’une part à l’échelle macroscopique avec l’instrument OMEGA/Mars Express dans le but de quantifier les abondances des minéraux traceurs des roches ignées sur Mars et, d’autre part, à l’échelle microscopique avec le microscope MicrOmega, en préparant les futures investigations de la mission Hayabusa-2 à destination de l’astéroïde de type-C Ryugu grâce à l’étalonnage de l’instrument et la caractérisation d’échantillons en laboratoire.Concernant Mars, les résultats majeurs sont les suivants. Un nouveau produit basé sur le jeu complet de données de l’instrument OMEGA dans le proche infra-rouge a été construit, combinant toutes les observations adaptées à l’étude globale des minéraux. Ce cube 3D global de réflectance de Mars a été utilisé pour produire de nouvelles cartes de détections et obtenir un niveau supplémentaire d’analyse en comparaison aux études passées. Un modèle de transfert radiatif a alors été appliqué à tous les spectres des zones présentant des signatures de minéraux mafiques dans le but de quantifier les abondances de ces minéraux traceurs de l’activité magmatique et volcanique. Les cartes globales de pyroxènes, olivine et plagioclase présentées dans cette thèse représentent les premières cartes de minéralogie modale de Mars à une résolution de ~1.5 km/px. Une méthode de classification a mis en lumière la présence de plusieurs classes minéralogiques variées révélant ainsi une hétérogénéité de la surface à différentes échelles. La composition chimique a ensuite été calculée et comparée avec les mesures orbitales et in situ.Dans le cadre de la mission Hayabusa-2, j’ai exploité les données d’étalonnage du microscope hyperspectral proche infra-rouge MicrOmega développé à l’IAS. La réduction et l’analyse des données a permis la construction de la fonction de transfert 4D (position sur le champ de vue, longueur d’onde et température d’opération) de l’instrument dans la gamme complète des valeurs de ces paramètres fonctionnels. Les performances instrumentales concernant l’aspect détection ont été également validées. Cet étalonnage a aussi mis en évidence l’importance de bien définir les opérations en amont de façon à maximiser le rapport signal sur bruit en fonction des paramètres fonctionnels et ainsi d’interpréter au mieux les données scientifiques qui seront acquises une fois au sol de l’astéroïde. Enfin, j’ai également participé à différentes campagnes de mesures d’échantillons naturels avec MicrOmega révélant la capacité de cet instrument à caractériser des échantillons à l’échelle microscopique (10s µm/px). / Space exploration carried out through orbital and in situ missions enables us to highlight the great diversity of objects found in the Solar System. The properties of planetary surfaces and especially their compositions are excellent witnesses of the various endogenous and exogenous physical processes that have shaped these different bodies from their formation to the present day. My thesis is based on the multi-scale spatial exploration of the surfaces of two types of objects, the C-type asteroids and Mars. C-type asteroids are very primitive bodies and are thus recognized as excellent candidates to constraint the early stages of evolution of the Solar System. In particular, they should provide numerous insights concerning the presence of altered phases and organic matter during the primordial phases of the Solar System. As for Mars, its surface is fascinating especially thanks to the wide variety of minerals detected by various space probes. These minerals are tracers of many physical processes that have prevailed on the surface, allowing us to better understand the interactions between the different envelopes that are the internal structure, the surface, the atmosphere and the space environment of Mars. In the work I carried out during my thesis, I focused on the study of the surface mineralogy obtained by hyperspectral imagery, at a macroscopic scale with the OMEGA/Mars Express instrument for quantifying the abundance of minerals tracing the magmatic and volcanic activities on Mars and, at the microscopic scale, with the microscope MicrOmega, focusing on the calibration of the instrument and the characterization of samples in laboratory, within the framework of the future investigations of the Hayabusa-2 mission to the C-type asteroid Ryugu.Regarding Mars, the major results are the following. A new product based on the entire OMEGA instrument dataset acquired in the near infrared has been constructed, combining all the observations adapted to the study of mineral distribution at the global scale. This global 3D reflectance cube of Mars was used to produce new mineral maps providing a further step of analysis compared to past studies. A radiative transfer model was then applied to all spectra presenting mafic mineral signatures in order to quantify the abundances of minerals tracing the magmatic and volcanic activities. The global maps of pyroxenes, olivine and plagioclase presented in this thesis represent the first maps of modal mineralogy of Mars at a resolution of ~ 1.5 km/px. A classification method has highlighted the presence of several distinct mineralogical classes revealing a certain heterogeneity of the surface at different scales. The chemical composition was then calculated and compared with the orbital and in situ measurements.As part of the preparation of the Hayabusa-2 mission, I exploited the calibration data of the hyperspectral imaging microscope MicrOmega. The data reduction and analysis allowed us to derive the 4D transfer function (position on the field of view, wavelength and operating temperature) of the instrument in the full range of values of its functional parameters. The instrumental performances regarding to the identification were also validated: detection of absorption bands of the order of 1% in reflectance with an accuracy of 5 nm on the position of the band and a quantification of the overall reflectance level of the order of 20%. This calibration also highlighted the fact to carefully prepare in advance the operations so as to maximize the signal-to-noise ratio as a function of the functional and environmental parameters and, thus to interpret as much as possible the scientific data that will be acquired once on the asteroid surface. Finally, I also participated in various campaigns of measurements of natural samples with MicrOmega revealing the ability of this instrument to characterize samples at a microscopic scale (10s μm/px).

La recherche de nouvelles formes de vie est une quête passionnante mais quidemande avant tout de comprendre l’origine de l’apparition d’une forme de vie.La seule planète qui abrite la vie à notre connaissance est la Terre. Comprendrepourquoi les autres planètes de notre système solaire n’en abrite pas ou plus estune étude nécessaire pour pouvoir mieux cibler nos cherches de nouvelles vies dansles autres systèmes stellaires. L’objectif de cette thèse est d’apporter des premierséléments de réponse à cette question. Nous nous sommes principalement concentréssur la comparaison d’évolution thermique entre Mars, la Terre et Vénus vers lafin de leur accrétion lors du refroidissement de leur océan de magma. L’évolutionthermique d’océans de magma produits par collision avec des impacteurs géantslors de l’accrétion est supposée dépendre de la composition et de la structure del’atmosphère à travers l’effet de serre du CO2 et H2O relâché par le magma durantsa cristallisation. Afin de contraindre les différentes échelles de temps de refroidissementdu système, nous avons développé un modèle 1-D de convection paramétréd’un océan de magma couplé avec un modèle atmosphérique 1-D radiatif-convectif.Nous avons conduit une étude paramétrique et décris l’influence de plusieurs variablestelles que le contenu initial en volatils, la profondeur initiale de l’océan demagma ou encore la distance planète-soleil. Nos résultats suggèrent que la présenced’une atmosphère de vapeur retarde la fin de la phase d’océan de magma d’environ1 Ma. De plus, nous observons également que la vapeur d’eau condense en un océanaprès 0.1, 1.5 et 10 Ma respectivement pour Mars, la Terre et Vénus. Ce tempsserait virtuellement infini pour une planète de la taille de la Terre située à moins de0.66 ua du soleil. Au regard de ces résultats, nous remarquons que pour la Terre etMars, les échelles de temps de formation d’un océan d’eau sont plus courtes que lagamme de temps entre chaque impacts majeurs. Ceci impliquerait que des océansd’eau successifs peuvent s’être développés durant l’accrétion. En revanche, Vénus,du fait de sa grande proximité avec le seuil de distance au soleil (0.66 ua), pourraitavoir maintenu sa phase d’océan de magma plus longtemps durant l’accrétion.Par la suite, la prise en compte de l’échappement hydrodynamique nous a permisde constater que ce phénomène a très peu d’incidence sur le réservoir global d’eaud’une planète durant la phase d’océan de magma. Cependant, on observe qu’aprèsla condensation de la vapeur d’eau, l’échappement devient de plus en plus efficaceet le réservoir d’eau fini par être totalement évaporé peu de temps avant la fin de lasolidification du manteau. Enfin, nous avons commencé à étudier l’influence d’autresgros impacts durant le refroidissement de l’océan de magma. Les premiers résultatsmontrent que dans le cas de Mars et la Terre, la durée de leur phase d’océan demagma est plus courte que la gamme de temps entre chaque impact majeur. Il en résulte que ces planètes ont dû connaitre une alternance entre phase d’océan demagma et phase d’océan d’eau. Ce phénomène n’a en revanche pas dû avoir lieusur Vénus. En effet, la durée de sa phase d’océan de magma est plus longue que lagamme de temps entre chaque impact majeur. C’est pourquoi, la phase d’océan demagma sur Vénus a dû se prolonger durant toute la phase d’impacts et qu’aucunocéan d’eau n’a pu se former avant la fin de cette période. / The research of new life forms is an exciting quest but requires understandingthe origin of the appearance of a form of life. The only planet that houses life as weknow is the Earth. Understand why the other planets in our solar system do nothouse it, is needed to better target our looking for new lives in other star systems.The objective of this thesis is to provide preliminary answers to this question.We mainly focused on the comparison between thermal evolution of Mars, Earthand Venus to the end of their accretion during their cooling magma ocean. Thethermal evolution of magma oceans produced by collision with giant impactorsduring accretion is expected to depend on the composition and structure of theatmosphere through the greenhouse effect of CO2 and H2O released by the magmaduring its crystallization. In order to constrain the various cooling timescales ofthe system, we developed a 1-D parameterized convection model of a magma oceancoupled with a 1-D radiative-convective model of the atmosphere. We conducted aparametric study and described the influence of several variables such as the initialvolatile inventories, the initial depth of the magma ocean and planet-sun distance.Our results suggest that the presence of a steam atmosphere delays the end ofthe magma ocean phase by about 1 Myr. In addition, we also observe that thewater vapor condenses to an ocean after 0.1, 1.5 and 10 Myr respectively for Mars,Earth and Venus. This time would be virtually infinite for an Earth-sized planetlocated at less 0.66 UA from the sun. In view of these results, we note that for theEarth and Mars, the timescales of the water ocean formation are shorter than timegaps between major impacts. This would imply that successive water oceans mayhave developed during accretion. However, Venus, due to its close proximity to thethreshold distance from the sun (0.66 AU), could have maintained its magma oceanphase longer during accretion. Thereafter, taking into account the hydrodynamicescape permitted us to see that this phenomenon has very little influence on theoverall water tank of a planet during the magma ocean phase. However, we canobserve that after the condensation of the water vapor, the hydrodynamic escapebecomes more efficient and the water tank be completely evaporated shortly beforethe end of the mantle solidification. Finally, we began to study the influence ofother major impacts during the cooling of the magma ocean. The first results showthat in the case of Mars and Earth, the duration of their magma ocean phase isshorter than time gaps between major impacts. In consequently, these planets hadto know an alternation between a phase magma ocean and a ocean water phase. Thisphenomenon does not, however, have taken place on Venus. Indeed, the durationof its magma ocean phase is longer than the time gaps between major impacts.Therefore, the magma ocean phase on Venus had to extend throughout the phaseimpacts and no ocean water has been formed before the end of this period.

Notre recherche s’inscrit dans le domaine du génie industriel. Elle porte sur l’amélioration de l’habitabilité de l’habitacle de l’automobile de demain. Cette étude met en évidence l’influence de la conception de l’habitat sur la conception de l’habitacle de l’automobile. L’objectif de ce travail est de proposer un outil destiné à aider le concepteur de l’automobile à introduire les principes de la construction architecturale de l’habitat dans la conception de l’habitacle de l’automobile pour améliorer son habitabilité. Dans notre démarche expérimentale nous avons adopté des principes de la méthode d’analyse des tendances conjointe comme les mappings et les planches de catégorisation. Cette démarche montre que les concepteurs de l’automobile ont orienté leur démarche vers l’intégration de plus en plus de principes de la construction architecturale de l’habitat dans la conception de l’habitacle des concept-cars. L’enquête que nous avons effectuée auprès des architectes et des designers nous a confirmé que l’habitat et l’automobile partagent les mêmes critères de l’habitabilité. Aussi, elle nous a affirmé l’impact positif des principes de la construction architecturale de l’habitat sur l’amélioration des critères de l’habitabilité dans l’espace de l’habitacle automobile. Notre recherche ouvre des perspectives pour analyser l’impact des autres secteurs d’influence comme l’aéronautique et l’électronique sur la conception de l’automobile. Aussi, elle montre l’importance de l’analyse de l’impact de la conception de l’automobile sur la conception de l’habitat du futur. / The research field of this work is Industrial Engineering. This paper presents a study made to improve tomorrow’s automobile cabin habitability. It is focused on showing the influence on car-interior design by today’s home-interior design. The objective of this work is to propose a tool intended to help automobile designers to introduce home architectural construction principles into the car’s cabin design to improve its habitability. In our experimental phase we adopted principles of the method of analysis of the joint tendencies such as mappings and boards of categorization. This step showed that car designers have been increasingly using the home architectural construction principles on the car’s cabin conception design. Our research took into account the opinion of experts in both areas: architecture and design. In this way, we can be certain that the home and the automobile share the same criteria of habitability. We could also confirm that home architectural principles have a positive impact on the improvement of the habitability criteria in space design of the automobile’s cabin. This work opens a research line to analyze the influence of different areas in automobile design, such as aeronautics and electronics. This study can also show the inverse perspective of how car design can eventually have an impact on the future home design.

La recherche de nouvelles formes de vie est une quête passionnante mais quidemande avant tout de comprendre l'origine de l'apparition d'une forme de vie.La seule planète qui abrite la vie à notre connaissance est la Terre. Comprendrepourquoi les autres planètes de notre système solaire n'en abrite pas ou plus estune étude nécessaire pour pouvoir mieux cibler nos cherches de nouvelles vies dansles autres systèmes stellaires. L'objectif de cette thèse est d'apporter des premierséléments de réponse à cette question. Nous nous sommes principalement concentréssur la comparaison d'évolution thermique entre Mars, la Terre et Vénus vers lafin de leur accrétion lors du refroidissement de leur océan de magma. L'évolutionthermique d'océans de magma produits par collision avec des impacteurs géantslors de l'accrétion est supposée dépendre de la composition et de la structure del'atmosphère à travers l'effet de serre du CO2 et H2O relâché par le magma durantsa cristallisation. Afin de contraindre les différentes échelles de temps de refroidissementdu système, nous avons développé un modèle 1-D de convection paramétréd'un océan de magma couplé avec un modèle atmosphérique 1-D radiatif-convectif.Nous avons conduit une étude paramétrique et décris l'influence de plusieurs variablestelles que le contenu initial en volatils, la profondeur initiale de l'océan demagma ou encore la distance planète-soleil. Nos résultats suggèrent que la présenced'une atmosphère de vapeur retarde la fin de la phase d'océan de magma d'environ1 Ma. De plus, nous observons également que la vapeur d'eau condense en un océanaprès 0.1, 1.5 et 10 Ma respectivement pour Mars, la Terre et Vénus. Ce tempsserait virtuellement infini pour une planète de la taille de la Terre située à moins de0.66 ua du soleil. Au regard de ces résultats, nous remarquons que pour la Terre etMars, les échelles de temps de formation d'un océan d'eau sont plus courtes que lagamme de temps entre chaque impacts majeurs. Ceci impliquerait que des océansd'eau successifs peuvent s'être développés durant l'accrétion. En revanche, Vénus,du fait de sa grande proximité avec le seuil de distance au soleil (0.66 ua), pourraitavoir maintenu sa phase d'océan de magma plus longtemps durant l'accrétion.Par la suite, la prise en compte de l'échappement hydrodynamique nous a permisde constater que ce phénomène a très peu d'incidence sur le réservoir global d'eaud'une planète durant la phase d'océan de magma. Cependant, on observe qu'aprèsla condensation de la vapeur d'eau, l'échappement devient de plus en plus efficaceet le réservoir d'eau fini par être totalement évaporé peu de temps avant la fin de lasolidification du manteau. Enfin, nous avons commencé à étudier l'influence d'autresgros impacts durant le refroidissement de l'océan de magma. Les premiers résultatsmontrent que dans le cas de Mars et la Terre, la durée de leur phase d'océan demagma est plus courte que la gamme de temps entre chaque impact majeur. Il en résulte que ces planètes ont dû connaitre une alternance entre phase d'océan demagma et phase d'océan d'eau. Ce phénomène n'a en revanche pas dû avoir lieusur Vénus. En effet, la durée de sa phase d'océan de magma est plus longue que lagamme de temps entre chaque impact majeur. C'est pourquoi, la phase d'océan demagma sur Vénus a dû se prolonger durant toute la phase d'impacts et qu'aucunocéan d'eau n'a pu se former avant la fin de cette période.

Avec la découverte d'anciens réseaux de rivières sur Mars et la détection de planètes telluriques tempérées autour d'étoiles voisines, nous disposons à présent d'un terrain de jeu formidable pour explorer si la vie est abondante ou rare dans l'Univers. Mon travail de thèse vise à mieux comprendre les conditions dans lesquelles une planète peut maintenir de l'eau liquide - substrat essentiel de la vie - à sa surface. À l'aide de modèles numériques de climat 3-D, et de calculs et mesures spectroscopiques, j'ai mené pendant ma thèse deux enquêtes. Premièrement, j'ai exploré les climats passés de Mars, pour comprendre comment se sont formées les énigmatiques rivières martiennes. À part la Terre, Mars est la seule planète qui a été habitable, mais nous ne savons toujours pas pourquoi. J'ai montré que les évènements extrêmes (formation des vallées de débâcle, impacts de météorites) qui ont pourtant profondément marqué la surface de Mars ne peuvent pas expliquer à eux seuls la formation de ces réseaux fluviaux. Mes travaux de thèse ont également permis d'établir que la présence de gaz à effet de serre réduits (hydrogène, méthane) offre une solution alternative prometteuse. Deuxièmement, j'ai étudié les atmosphères possibles des exoplanètes solides et tempérées, notamment celles orbitant autour de petites étoiles comme Proxima et TRAPPIST-1. J'ai montré que certaines de ces planètes ont des caractéristiques très favorables à la présence d'eau liquide en surface. Ce résultat est d'autant plus prometteur qu'il sera possible - comme démontré dans ma thèse pour le cas de la planète Proxima b - de caractériser l'atmosphère de ces planètes avec les futurs télescopes JWST et ELTs. / Ancient rivers and lakes discovered on Mars. Numerous temperate, Earth-sized exoplanets detected around nearby stars. Thanks to ground and space-based telescope observations and Solar System exploration missions, we now have a fantastic playground to explore how prevalent life is in the Universe. The main goal of my thesis work is to better understand the conditions necessary for a planet to maintain liquid water - a primary building block for life - on its surface. Using 3-D numerical climate models, as well as spectroscopic calculations and measurements, I conducted two major investigations during my thesis. First, I explored the environments of ancient Mars at multiple epochs in order to understand the conditions in which the enigmatic Martian rivers were carved. Apart from Earth, Mars is the only planet that has been habitable, but we don't know why. I showed that extreme events (outflow channel formation, meteoritic impacts) that scarred the surface of Mars cannot explain the formation of these valley networks. Nonetheless, I showed that the presence of reducing greenhouse gases such as hydrogen and methane offers a promising alternative solution. Secondly, I studied the possible atmospheres of solid, temperate exoplanets, with a particular focus on those orbiting small stars such as Proxima Centauri and TRAPPIST-1. I showed that some of these planets have characteristics that are highly favourable to the presence of liquid water on their surface. This result is really promising as it will be soon become possible - as demonstrated in my thesis for Proxima b - to characterize the atmosphere of these planets with the future JWST and ELTs astronomical observatories.

L'objet de cette recherche-action - dont les terrains d'analyse s'inscrivent dans l'agglomération Lyonnaise - a trait à la question de la nature et de l'habitabilité urbaine. La particularité et l'enjeu du sujet résident dans la confrontation entre vision urbanistique de l'espace public, approche physique de la matérialité urbaine et prise en compte de la perception de l'environnement naturel et construit. À ce titre, cette recherche mobilise plus largement des savoirs réunis autour des écologies urbaines. En premier lieu, nous procédons à une analyse de la composante naturelle et matérielle des milieux urbains sélectionnés, de leurs usages ainsi que de leurs fonctions par l'intermédiaire d'une grille évaluative (1). Toute la complexité d'une telle démarche réside dans les critères de choix des indicateurs, notamment lorsque l'objet d'étude se révèle mouvant spatialement et temporellement. Cet examen nous permet de distinguer des modes d'agencements spécifiques contenus dans chaque configuration spatiale examinée. Puis, nous portons un vif intérêt à la dimension idéelle et subjective, deuxième versant de l'habitabilité (2). Nous nous inscrivons dans une problématique de l'expérience à travers laquelle le corps et les sens des acteurs de l'urbain trouvent droit de cité. Des parcours sur sites nous offrent l'opportunité de croiser les regards d'acteurs multiples de la production urbaine afin de recueillir leurs représentations. Ainsi, en croisant les données empiriques de ces deux protocoles d'investigation, il nous est possible d'esquisser des figures plurielles de nature constitutives de l'habitabilité des milieux de vie. / The purpose of this research-action – which fields of analysis are located in the greater Lyons - relates to the question of nature and urban habitability. The particularity of the subject and its stake lie in the confrontation between the urban vision of public space, the physical approach to urban materiality and the consideration of the perception of natural and built environment. In this respect, this research involves more widely knowledge gathered around urban ecologies. First, we conduct an analysis about the natural and physical component of selected urban areas, their uses and their functions through an evaluation grid (1). The complexity of such an approach lies in the criteria used for the selection of indicators, especially when the object of the study reveals unstable spatially and temporally. This examination allows us to distinguish patterns of specific arrangements contained in each spatial configuration subject of the study. Then we take a keen interest in the ideational and subjective dimension, which appears to be the second side of habitability (2). We fall within the issue of experience through which the body and the senses of urban actors become part of the picture. Routes on sites offer us the opportunity to confront the vision of many stakeholders of urban production in order to collect their representations. Thus, by crosschecking empirical data from these two protocols of investigation, we are able to sketch plural figures of nature that constitute the habitability of living environments.

Les planètes rocheuses achèvent leur formation dans des processus collisionnels très énergétiques.L'énergie libérée lors des impacts majeurs a vraisemblablement fondu la surface des planètes, formant ainsi un océan de roches en fusion. Le refroidissement et la solidification de cet « océan de magma » conditionnent la différentiation chimique du manteau et la distribution des éléments volatils entre les différents réservoirs de la planète. C'est lors de cette phase évolutive, commune aux planètes rocheuses, que l'atmosphère est formée par dégazage des volatils et que les conditions initiales de l'évolution future des planètes se mettent en place. C'est ainsi une phase évolutive de première importance pour comprendre l'apparition des océans d'eau primitifs, le démarrage de la convection thermique du manteau et l'actuelle diversité des planètes telluriques.Un modèle numérique couplant l'évolution thermique de l'océan de magma en interaction avec l'atmosphère a été utilisé pour étudier le refroidissement de la planète et les conditions de surface résultantes. Nous avons investigué l'influence du contenu initial en volatil combiné avec la distance orbitale de la planète sur la formation des premiers océans d'eau à la fin du refroidissement, pour des atmosphères avec et sans nuages. Cette approche a ensuite été étendue aux planètes rocheuses extra-solaires orbitant des étoiles froides.Le contenu relatif en H2O et CO2 de l'atmosphère peut empêcher la formation d'océans, menant à des planètes ayant une surface solide sans océans d'eau. Des lois d'échelle prédisent la formation d'océans en fonction du contenu initial en volatil. Une épaisse couche nuageuse diminue la température de surface et maintient des conditions clémentes plus proche de l'étoile rendant ainsi possible la formation d'océan sur Vénus. Ces conditions de surface tempérées pourraient alors être favorable à l'émergence de la vie et suggèrent qu'en fonction de la couverture nuageuse, la Terre et Vénus pourraient être dans un état relativement similaire à la fin de la phase océan de magma, contrairement à ce qui est généralement admis.Pour les étoiles froides, la formation d'océans d'eau n'est possible qu'à des flux stellaires plus faibles que dans notre système solaire, correspondant à des distances étoile-planète relativement plus importantes.L'effet refroidissant des nuages est atténué pour les étoiles froides autour desquelles la bordure intérieure de la zone d'habitabilité tend à être indépendante de la couverture nuageuse. / At the end of the accretion phase, rocky planets grow through high energetic impact processes. Combined with other heat sources, they most likely melt the surface of the planets, forming an ocean of molten rocks. The cooling and solidification of this early so-called magma ocean strongly influences the earliest compositional differentiation and volatile distribution of the planet. Indeed, this common early evolution stage of rocky planets witnesses the degassing of the atmosphere and sets the initial conditions for the long-term evolution of the planets. It is thus of major importance in understanding the formation of the primitive water ocean, the onset of thermally driven mantle convection and the diversity of observed terrestrial planets.Using a coupled magma ocean-atmosphere thermal evolution model, we investigated the cooling of the planet and the surface conditions reached at the end of this early stage. We studied how the initial volatile content and the distance from the star influence the formation of a water ocean at the end of the cooling for both cloud-free and cloudy atmospheres. We extended this approach to planets orbiting colder stars than the Sun.The relative amount of H2O and CO2 in the atmosphere can preclude water ocean formation, leading to solid surface planets without water ocean. Scaling laws are derived to predict the formation of a water ocean as a function of the initial volatile content.The presence of a thick cloud cover extends clement surface conditions close to the star and allows for water ocean formation on early Venus. Such temperate conditions might be suitable for the emergence of life and suggest that, depending on the cloud cover, the Earth and Venus might not be as different as previously thought at the end of the magma ocean stage.For stars colder than the Sun, water ocean formation is shifted to farther star distances. The cooling effect of clouds becomes less efficient for cold stars whose inner edge of the temperate zone tends to be independent of the cloud cover.

Cette recherche examine d’une part le caractère ontologique de la spatialisation des surfeurs et appréhende d’autrepart la nature des politiques publiques territorialisées en faveur du surf. Dans le cadre du rapport du surfeur à la vague, onobserve qu’à travers l’acte de glisse, les surfeurs métamorphosent le lieu et produisent leurs espaces de pratique. Ilsnourrissent ainsi le sentiment d’être-au-monde induit par l’habitabilité de la vague, la cosmogonisation de la vague. Enréhabilitant le concept d’habiter forgé par Martin Heidegger, on élabore les contours d’une géographie de l’intime penséecomme l’étude de l’espace habité afin d’envisager « la géographicité » des surfeurs, leurs « prises trajectives », leur« condition géographique ». On distingue donc les termes de lieu et d’espace en démontrant que le premier est atopique,insignifiant tandis que le second est sacralisé. On entend alors dépasser une lecture de l’espace présupposé comme déjàacquis pour l’homme et abordé comme seul support de ses spatialités. Par ailleurs, on examine comment les néoterritorialités sportives induites par la démocratisation du surf sur la côte aquitaine bouleversent la structuration des stations balnéaires fondée sur plus de deux siècles de développement touristique. Les pouvoirs publics, forts de la réhabilitation de l’image du surfeur dans le paysage médiatique, et conscients des enjeux territoriaux inhérents à la promotion de cette pratique sportive, accompagnent l’ancrage du surf et orchestrent une intégration sociospatiale du surf au sein des espaces urbains de ces stations balnéaires. Quant à l’institutionnalisation des territoires du surf, déclinée dans les outils de prospective et de planification territoriale, elle se traduit par « une mise en scène (géo-)graphique » du potentiel récréatif du littoral aquitain, une diversification de l’offre sportive au bénéfice d’un renforcement de l’attractivité touristique. Mais cette institutionnalisation des territoires du surf n’est pas sans provoquer des résistances et contestations de la part de certains surfeurs. Celles-ci, jusqu’ici présentées comme des luttes intestines et stigmatisées dans le seul champ de la déviance, sont alors présentées comme les manifestations d’un désir de préserver la dimension ontologique de l’espace-vague habité. À l’heure où le surf est mobilisé pour réenchanter le littoral aquitain, certains surfeurs, désenchantés vis-à-vis d’un tel projet de développement touristique, résistent et contestent en réponse à ce qu’ils ressentent comme une atteinte à leur existentialité. / This study investigates the ontological feature of the surfers’ spatialization on the one hand and, on the other hand, it endeavours to comprehend the public policies as far as surfriding is concerned. We establish that surfriding enables the surfriders to transform the place and create their own practicing spaces. Hence, they nurse their being into the world inferred by the dwellingness and the cosmogonization of the wave. By way of referring to Martin Heidegger’s concept ofdwelling, we have worked out a geography of the intimate to analyse the dwellt space. We have set apart the notions of placeand space revealing that the first term is meaningless whereas the second notion is made sacred. Moreover, this thesis examines to what extent the sport neoterritoriality induced by the surfriding democratisation on the Aquitaine coastline disrupts the seaside resorts’ organization based on more than two centuries of tourism development. The authorities promote the sociospatial integration of surfriding amidst the urban spaces of the seaside resorts. Through potentialstudy and territorial planning relating to surfriding, the authorities endeavour to strengthen the tourism attractiveness of thecoastline. Confronted with this institutionalization of their territories, some surfers have raised a protest which expresses their will to preserve the ontological dimension of the dwellt wave. While surfring is used to glorify the littoral of the Aquitaine region, some surfers, who are disillusioned by this project of tourism development, protest against what they feel like aninfringement of their existentiality.

Cette étude centrée sur l'habitant analyse les sensibilités géographiques et la valeur des milieux de vie urbains, périurbains et ruraux. La méthode d'enquête par entretien biographique compréhensif a donné lieu à 69 récits de lieux de vie. La « relation habitante » comprend deux dimensions : l'une, concrète, s'exprime spatialement dans les modes d'habiter ; l'autre, plus idéelle, renvoie à l'habiter. Ce travail explore les composantes et les mécanismes de la relation habitante, examine la signification du caractère polytopique des modes d'habiter. Il évalue aussi la place de la matérialité des milieux et du vécu dans la valeur des espaces et le bien-être. Il est apparu que l'emploi des notions de ville et campagne par les habitants vise à différencier physiquement les milieux de vie et à témoigner de leur habitabilité. La multiplicité des lieux de vie au quotidien ou au cours de l'année suit une logique de compensation, de contraste ou de complémentarité en combinant leurs aménités.

Dans le cadre du projet de « maintenir ou accroître l'habitabilité du monde » (Ezio Manzini, 1991), nous interrogeons la manière de penser l’habiter par le design, qui rencontre de notre point de vue la question des enveloppes de l'homme, artificielles versus biologiques, matérielles versus virtuelles. Le cas de l’habit, hypothétique enveloppe habitable dérivée du vêtement, première architecture selon Gottfried Semper et le « principe du revêtement », retient tout particulièrement notre attention. Le sujet est abordé par une théorisation située à partir d’un projet expérimental personnel de conception et fabrication d’enveloppes textiles, qui attesta d’une rationalité et d’une expansivité tout à fait singulières. Son étude est conduite par une méthode poïétique, au sens de Paul Valéry, qui combine une étude herméneutique des productions, une exégèse de la nature systémique de la démarche (programme et émergences), ainsi qu’une exégèse complémentaire du travail technique en actes (facture et irrégularités). La transdisciplinarité inhérente à la problématique est ainsi envisagée à partir de la pensée de l’art textile de Semper, la pensée poétique et épistémologique de Valéry, et la pensée esthétique complexe issue des sciences du vivant. La construction théorique nous emporte à suggérer, en regard de l’habitabilité, la perspective d’un nouveau paradigme, la textilité. / In context of the project intended to « maintain or increase the habitability of the world » (Ezio Manzini, 1991), we question the way of thinking the dwelling by design, which meets, according to us, the question of human envelopes, artificial versus biological, material versus virtual. The case of the habit, hypothetical inhabitable envelope derived from garment, primary architecture according to Gottfried Semper and the “theory of clothing”, particularly focuses our attention. The subject is approached by a situated theorizing from a personal experimental project of conception and manufacture of textile envelopes, which demonstrated a rationality and expansiveness quite singular. The study is leaded by a poïetic method, as defined by Paul Valéry, combining an hermeneutical study of production, an exegesis of the systemic nature of the process (program and emergences), and an additional exegesis of the technical work through the acts (craft and irregularities). The inherent transversality of the problem is thus considered with means of the thought of textile art of Semper, the poetic and epistemological thought of Valéry, and the complex aesthetic thought outcome from of the life sciences. The theoretical construction takes us to suggest, in comparison with the one of habitability, the way to a new paradigm of textility.