Dans le cadre de la fusion par confinement inertiel en attaque directe, l'utilisation de mousses en tant qu'ablateur permet de réduire les instabilités hydrodynamiques créées sur la cible par l'irradiation directe des faisceaux laser. Des études antérieures ont été réalisées en considérant cette mousse comme homogène. Or, étant composée de fibres de CH baignant dans du DT, elle présente un aspect hétérogène. Le but de cette thèse est d'étudier l'effet de cette hétérogénéité sur la vitesse du choc lors de l'irradiation laser de la cible. Une étude expérimentale sur tube à choc et des études numériques avec le code HERA nous ont permis de trouver que le choc se propage plus rapidement dans le milieu hétérogène que dans le milieu homogène de densité moyenne équivalente. Cette écart de vitesse dépend du taux de présence des fibres de CH, du rapport de densité entre les deux matériaux constituant la mousse, de leur coefficient adiabatique et de la géométrie de la mousse. Nous avons modélisé la mousse de diverses manières, en partant du plus simple au plus compliqué, afin de se rapprocher d'une configuration réaliste. La modification de la vitesse du choc étant dûe à la baroclinicité qui, lors de l'interaction du choc avec l'interface entre le CH et le DT, crée un dépôt de vorticité, responsable de l'accélération du choc. Par conséquent, une interface plane et perpendiculaire au front de choc maximise ce dépôt de vorticité et augmente les écarts de vitesse entre milieux hétérogènes et homogènes. Une corrélation entre l'énergie cinétique derrière le choc et la différence relative des vitesses de choc a été trouvée. Nous avons comparé nos résultats à deux modèles analytiques, mais le système n'étant pas fermé, nous ne pouvons pas, pour le moment, élaborer de modèle prédictif. / In the frame of the inertial confinement fusion in direct drive, the use of CH(DT) foams as ablator allows the reduction of hydrodynamic instabilities created on the target by the direct laser irradiation. In the past, studies have been carried out considering this foam to be a homogeneous medium. Yet, the foam is composed of CH and DT, so it presents heterogeneous features. We study the effects of the heterogeneity on the shock velocity when the laser irradiates the target. Thanks to experimental and numerical studies, we show that the shock propagates faster in the heterogeneous medium than in the homogeneous one with the same averaged density. This velocity gap depends on the presence rate of the CH fibers in the foam, the density ratio, the adiabatic coefficient and the foam geometry. We modelize the foam by different ways, more and more complex. The shock velocity modification is due to the baroclinicity which, during the interaction between the shock front and the interface, creates a vorticity deposition, responsible for the shock accceleration. Accordingly, a interface, which is plane and perpendicular to the front shock, maximises the vorticity deposition and increases the velocity gaps between heterogeneous and homogeneous media. We found a correlation between the kinetic energy behind the shock front and the velocities relative difference. We compared our results with two analytical models. However, the system is not closed, so we can't, for the moment, develop a predictiv model.

L'explosion en supernova gravitationnelle représente le stade ultime de l'évolution des étoiles massives.La contraction du cœur de fer peut être suivie d'une gigantesque explosion qui donne naissance à une étoile à neutrons.La dynamique multi-dimensionnelle de la région interne, pendant les premières centaines de millisecondes, joue un rôle crucial sur le succès de l'explosion car des instabilités hydrodynamiques sont capables de briser la symétrie sphérique de l'effondrement.Les mouvements transverses et à grande échelle générés par deux instabilités, la convection induite par les neutrinos et l'instabilité du choc d'accrétion stationnaire (SASI),augmentent l'efficacité du chauffage de la matière par les neutrinos au point de déclencher une explosion asymétrique et d'impacter les conditions de naissance de l'étoile à neutrons. Dans cette thèse, les instabilités sont étudiées au moyen de simulations numériques de modèles simplifiés.Ces modèles permettent une vaste exploration de l'espace des paramètres et une meilleure compréhension physique des instabilités, généralement inaccessibles aux modèles réalistes.L'analyse du régime non-linéaire de SASI établit les conditions de formation d'un mode spiral et évalue sa capacité à redistribuer radialement le moment cinétique.L'effet de la rotation sur la dynamique du choc d'accrétion est également pris en compte.Si la rotation est suffisamment rapide, une instabilité de corotation se superpose à SASI et impacte grandement la dynamique.Les simulations permettent de mieux contraindre l'importance des modes non-axisymétriques dans le bilan de moment cinétique de l'effondrement du cœur de fer en étoile à neutrons.SASI pourrait sous certaines conditions accélérer ou ralentir la rotation du pulsar formé dans l'explosion.Enfin, une étude d'un modèle idéalisé de la région de chauffage est menée pour caractériser le déclenchement non-linéaire de la convection par des perturbations telles que celles produites par SASI ou les inhomogénéités de combustion pré-effondrement.L'analyse de la dimensionnalité sur le développement de la convection permet de discuter l'interprétation des modèles globaux et met en évidence les effets bénéfiques de la dynamique tridimensionnelle sur le déclenchement de l'explosion. / A core-collapse supernova represents the ultimate stage of the evolution of massive stars.The iron core contraction may be followed by a gigantic explosion which gives birth to a neutron star.The multidimensional dynamics of the innermost region, during the first hundreds milliseconds, plays a decisive role on the explosion success because hydrodynamical instabilities are able to break the spherical symmetry of the collapse.Large scale transverse motions generated by two instabilities, the neutrino-driven convection and the Standing Accretion Shock Instability (SASI),increase the heating efficiency up to the point of launching an asymmetric explosion and influencing the birth properties of the neutron star.In this thesis, hydrodynamical instabilities are studied using numerical simulations of simplified models.These models enable a wide exploration of the parameter space and a better physical understanding of the instabilities, generally inaccessible to realistic models.The non-linear regime of SASI is analysed to characterize the conditions under which a spiral mode prevails and to assess its ability to redistribute angular momentum radially.The influence of rotation on the shock dynamics is also addressed.For fast enough rotation rates, a corotation instability overlaps with SASI and greatly impacts the dynamics.The simulations enable to better constrain the effect of non-axisymmetric modes on the angular momentum budget of the iron core collapsing into a neutron star.SASI may under specific conditions spin up or down the pulsar born during the explosion.Finally, an idealised model of the heating region is studied to characterize the non-linear onsetof convection by perturbations such as those produced by SASI or pre-collapse combustion inhomogeneities. The dimensionality issue is examined to stress the beneficial consequences of the three-dimensional dynamics on the onset of the explosion.

Cette thèse étudie les mécanismes de dissipation de marée dans les étoiles de faible masse, possédant comme notre Soleil une enveloppe convective externe (i.e. de types M à F), ainsi que dans les planètes géantes gazeuses similaires à Jupiter et Saturne. En particulier, nous cherchons à comprendre et à caractériser l’influence de la structure et de la dynamique internes de ces corps sur les différents mécanismes physiques à l’origine de cette dissipation afin d’évaluer leur importance relative.Dans le cas des planètes géantes, nous utilisons des modèles semi-analytiques préexistants et nous montrons que la dissipation induite par la présence éventuelle d’un cœur solide viscoélastique n’est pas négligeable par rapport à celle induite par les ondes inertielles (dont la force de rappel est l’accélération de Coriolis) dans l’enveloppe convective. Pour les étoiles de faible masse, nous développons de nouvelles méthodes semi-analytiques ainsi que des simulations numériques d’ondes inertielles de marée se propageant dans l’enveloppe convective externe, dont nous calculons et caractérisons la dissipation d’énergie associée. Pour la première fois, nous prenons en compte les effets d’une rotation différentielle latitudinale telle qu’observée dans le Soleil et prédite par de nombreuses simulations numériques de convection dans les étoiles de faible masse. Nous mettons en évidence l’existence de nouvelles familles de modes inertiels ainsi que l’importance des résonances de corotation pour la dissipation de marée. Enfin, nous dérivons une nouvelle prescription pour la viscosité turbulente appliquée à ces ondes de marées en prenant en compte l’influence de la rotation sur les propriétés de la convection le long de l’évolution des étoiles. / This thesis studies the tidal dissipation mechanisms in low-mass stars that have an external convective envelope like the Sun (i.e. from M- to F-type stars), as well as in Jupiter- and Saturn-like gaseous giant planets. We particularly focus on understanding and characterizing the influence of the internal structure and dynamics of these bodies on the various physical mechanisms that cause this tidal dissipation, in order to assess their relative strength.In the case of giant planets, we use preexisting semi-analytical models and we show that the dissipation induced by the possible presence of a viscoelastic solid core is not negligible compared to the one induced by inertial waves (whose restoring force is the Coriolis acceleration) in the convective envelope. For low-mass stars, we perform a new semi-analytic study as well as numerical simulations of tidal inertial waves propagating in the external convective envelope, and we compute the associated energy dissipation. For the first time, the effects of a background latitudinal differential rotation, as observed in the Sun and predicted by various numerical simulations of convection in low-mass stars, is taken into account. We highlight the existence of new families of inertial modes as well as the importance of corotation resonances for tidal dissipation. Finally, we derive a new prescription for the turbulent viscosity applied to these tidal waves that takes into account the influence of rotation on the properties of convective flows along the evolution of stars.

Principalement associés à des milieux carbonatés, les aquifères karstiques présentent des écoulements souterrains rapides via des réseaux de fractures ou de conduits. Ces écoulements rapides sont à l’origine de la vulnérabilité de ces milieux dans le cas de la propagation de contaminants. Dans le cadre de la maîtrise environnementale, l’enjeu de ce travail de thèse est d’améliorer la compréhension du fonctionnement hydrodynamique d’un aquifère karstique étudié par le CEA. L’objectif est d’évaluer les contributions respectives de chacune des deux porosités aux écoulements souterrains. Trois approches ont été menées afin d’atteindre cet objectif : (1) le traitement des données hydrodynamiques et physico-chimiques par analyses corrélatoires, (2) la modélisation « double milieu » des variations du niveau de nappe, et enfin (3) l’interprétation de traçages artificiels pour la modélisation double milieu du transport. Cette thèse a permis de mettre en évidence la présence de deux milieux au sein de l’aquifère karstique étudié, avec : une porosité primaire (porosité de matrice) supportant les écoulements lents et la capacité de stockage du milieu souterrain, et une porosité secondaire (porosité de fissures/fractures ou de matrice fissurée) responsable des écoulements rapides et de la fonction transmissive de l’aquifère. Ce caractère « double milieu » est interprété comme la présence d’une fissuration (ou fracturation) spatialement étendue à l’échelle de la surface du site d’étude (17 km²). Ce résultat démontre qu’une approche « double milieu » est adaptée à la modélisation des écoulements souterrains et du transport (avec un milieu matriciel et un milieu fissuré/fracturé). Cette approche « double milieu » a ainsi permis de reproduire les chroniques piézométriques marquées par des récessions à double pente, ainsi que les courbes de traçages marquées par un retard de la restitution du traceur, et ce grâce à la contribution du milieu matriciel. De plus, les paramètres ajustés de ce modèle double milieu témoignent d’une densité de fissuration/fracturation spatialement variable au sein du milieu souterrain. Enfin, ces travaux apportent une quantification des flux d’eau échangés entre le milieu matriciel et le milieu fissuré/fracturé, 38 % de l’infiltration est stockée dans la matrice à l’échelle d’un évènement pluvieux. Cette approche « double milieu » montre également la contribution significative du processus de diffusion aux transferts de soluté vers le milieu matriciel lors de la propagation du traceur au sein du milieu fissuré/fracturé. La diffusion de soluté depuis le milieu matriciel, permet ensuite de reproduire la restitution tardive du traceur. / Karst aquifers are characterized by complex flow mechanisms induced by multiple porosities (matrix, fracture, conduit) which are responsible of the karst aquifer vulnerability to pollutant infiltrations. In the context of the environmental management, this thesis aims at enhancing the hydrodynamic functioning understanding of a karst aquifer. More specifically, the objective is the assessment of the multiple porosities contributions to the groundwater flow. Three approaches have been led during this work: (1) signal processing of the hydrodynamic and physical-chemical data by correlation analysis, (2) double medium modelling for reproducing the groundwater level (GWL) variations, and (3) double medium transport modelling for interpreting tracer test data. The double medium behaviour of the studied karst aquifer has been highlighted in this thesis with: a primary porosity (matrix porosity) supporting slow flows and representing the storage function and a secondary porosity (porosity of a fissured or a fractured matrix) responsible of the rapid flows and the transmissive function of the aquifer. This double medium behaviour has been interpreted as a spatially extended fracturation at the scale of the studied site (17 km²). This result makes a double medium approach relevant for simulating groundwater flows and solute transport (considering a matrix and a fractured medium). This double medium approach has succeeded in reproducing groundwater level variations marked by double-slope recessions and tracer breakthrough curves marked by a strong tailing, thanks to the matrix medium contribution. Moreover, the adjusted parameters of the double medium model indicate spatial variations of the underground media fissure/fracture density. Finally, this work brings a quantification of the exchanged flow between the two media during a recharge event (38 % of the infiltration is stored in the matrix medium), and shows the significant contribution of diffusion process to solute transfers in the matrix medium during the tracer propagation in the fractured medium. Then, the solute diffusion from the matrix allows reproducing the tracer tailing observed during tracer tests.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Les étoiles sont de très mauvaises voisines: elles perturbent souvent leur environnement. Parfois, elles se déplacent à grande vitesse dans le milieu interstellaire (MIS). Souvent, elles subissent des soubresauts violents qui laissent une empreinte dans leur voisinage (jets, vents, supernovae). Ces flots supersoniques génèrent des chocs à la fois dans le matériau éjecté par l'étoile et dans l'environnement stellaire. L'étude de ces chocs constituent le sujet de cette thèse, et nous les modélisons avec le code de chocs stationnaires plan parallèle Paris-Durham, qui incorpore une riche panoplie de processus microphysiques et chimiques adaptés au MIS magnétisé.Tout d'abord, nous utilisons ce code pour modéliser des chocs magnétisés 3D pour des formes arbitraires à symétrie axiale, grâce à un formalisme qui lie mathématiquement la forme des chocs à une fonction de distribution de chocs 1D équivalente. Pour la première fois, nous examinons systématiquement l'effet de la géométrie, de l'âge, et de quelques autres paramètres sur le diagramme d'excitation de H2 résultant et la forme des profils raies d'émission de H2. Par exemple, nous dévoilons un effet géométrique qui montre que l'ajustement par des modèles 1D de l'émission de H2 observée sur un choc 3D est sujette à un biais vers les basses vitesses. Nous appliquons aussi nos modèles à l'observation de H2 spatialement intégrée de chocs d'étrave dans Orion BN-KL et BHR71 où nous obtenons un bien meilleur ajustement des observations avec un nombre à peine plus grand de paramètres comparé aux modèles précédents. Nous illustrons sur l'objet de Herbig-Haro HH54 la grande richesse d'information dynamique que renferme le profil des raies d'émission résolues de H2. Ensuite, nous incluons dans le code de Paris-Durham un ensemble minimal de processus nécessaires pour décrire les modèles de vents d'étoiles de la branche asymptotique des géantes (AGB): la dilution géométrique, l'éclairage UV externe, la pression de radiation sur les grains, la gravité, le chauffage dû au pompage radiatif par l'étoile, les réactions à trois corps et le passage du point sonique. Avec cet outil, nous commençons à examiner la cinétique chimique de l'hydrogène dans les vents d'étoiles AGB chaudes et froides. Nous suggérons que la faible abondance de HI déduite des observations s'explique par la forme principalement moléculaire que prend l'hydrogène. Nous générons le choc terminal dans le vent et nous essayons avec nos modèles de reproduire les observations de la raie HI dans une AGB chaude (Y CVn).Bien que nous ayons principalement concentré notre attention sur l'hydrogène (atomique ou bien moléculaire) dans cette étude, l'extension de ce travail à des transitions optiquement minces d'autres molécules est assez directe. Ces modèles simplifiés pour modéliser la chimie dans des géométries et dynamiques néanmoins complexes se révèlent très utiles au moment où de nouveaux instruments comme ALMA dévoilent une grande richesse spectrale et spatiale pour une multitude de traceurs chimiques. Ceci alors que le JWST est sur le point d'apporter dans l'infra-rouge de l'information complémentaire sur les raies de H2 et les raies ioniques avec une résolution et une sensibilité inégalées. / Stars are bad neighbors: they often disturb their surroundings. They sometimes travel very fast through the interstellar medium (ISM). They frequently undergo violent ejection events which leave an imprint on their neighborhood (jets, winds, supernovae). These supersonic flows generate shocks both in the ejected material and in the stellar environment. The study of these shocks constitute the subject of this thesis, and we model them with the Paris-Durham planar shock code, which incorporates a wealth of micro-physics and chemical processes relevant to the magnetized ISM.First, we use this code to model 3D magnetized axisymmetric shocks with arbitrary shapes, thanks to a formalism which links mathematically the shape of shocks to an equivalent statistical distribution of 1D shocks. For the first time, we examine systematically the effect of the geometry, age, and various other parameters on the H2 excitation diagram and emission line profiles. For example, we unveil a geometrical effect which shows that 1D planar shocks emission fits to 3D bow shocks are biased towards small velocities. We also apply our models to spatially integrated H2 observations of bow-shocks in Orion BN-KL and BHR71 where a much better match is obtained with only a limited number of additional parameters compared to former planar models. We illustrate on the Herbig-Haro object HH54 how spectrally resolved H2 line emission profiles can be used to extract a wealth of dynamical information.Second, we include in the Paris-Durham shock code a minimum set of processes necessary to describe asymptotic giant branch (AGB) wind models: geometrical dilution, external UV radiation, radiative pressure on grains, gravity, heating from stellar radiation pumping, three-body reactions, and sonic-point crossing. With this tool, we started to examine the time-dependent chemistry of hydrogen in winds of hot and cool AGB stars. We suggest that the low abundance of HI inferred from observations is due to hydrogen locked in its molecular form, and we use our model to try and reproduce HI line observations lines in a hot AGB (Y CVn).Although we have mainly focused on atomic or molecular hydrogen in this study it would be straightforward to extend it to other molecules with optically thin transitions. These simplified tools to model chemistry for complex geometries and dynamics are proving very useful at a time when new instruments such as ALMA discover a wealth of spectral and spatial information for a multitude of chemical tracers, and also when the JWST will soon provide complementary data in the infrared H$_2$ and ionic lines with unprecedented resolution and sensitivity.

Les étoiles à neutrons ont été largement étudiées depuis que Baade and Zwicky ont postulé leur existence en 1934. Ces études ont été et sont réalisées à l'interface de différents domaines de la physique tels que : l'astrophysique en rayons X, l'observation des pulsars, la relativité générale et plus dernièrement les ondes gravitationnelles, la physique du solide, ainsi que la physique nucléaire. Dans cette thèse nous nous concentrerons sur la description des étoiles à neutrons dans le cadre de la physique nucléaire et précisément de la croûte interne de l'étoile. Ces étoiles sont caractérisées par une masse importante de l'ordre d'une à deux masses solaires dans un rayon de 10 km. Quant à leur structure interne elle peut être décrite en trois strates : la croûte externe, la croûte interne et le cœur. La croûte externe correspond à un réseau cristallin de noyaux atomiques et un gaz d'électrons relativistes. Vient ensuite la croûte interne, définie lorsque les noyaux de la croûte externe sont si riches en neutrons qu'ils les libèrent dans le milieu pour former un gaz. Ici, nous ne parlons plus de noyaux mais d'agrégats car tous les nucléons qui les composent ne sont plus systématiquement liés. Cette structure complexe et sa composition est à l'origine de nombreuses propriétés caractéristiques des étoiles à neutrons.C'est ainsi que nous construirons notre étude en trois parties. Tout d'abord nous commencerons par traiter le gaz de neutrons entourant les agrégats. Le gaz de neutrons que nous considérons uniforme ici est superfluide et devrait donc présenter un mode de Goldstone. Cette description sera effectuée à l'aide de la QRPA. Puis nous en viendrons à la description des agrégats. Dans ces conditions on s'attend à observer des cristaux de sphères, des cylindres et des plaques de matière nucléaire, que nous décrirons grâce à l'approximation ETF. Puis nous terminerons par la description de l'interaction entre les agrégats et le gaz au niveau dynamique, et ce dans le cadre de la théorie hydrodynamique. Ces résultats seront appliqués à l'astrophysique et en particuliers aux glitches. / Neutron stars have been extensively studied since Baade and Zwicky have proposed their existence in 1934. Their description is at the interface of numerous domains of physics, e.g., X-ray astrophysics, pulsar signal observation, general relativity and nowadays gravitational waves, solid state physics, and also nuclear physics. In this thesis we will concentrate on the nuclear physics description, especially of the inner crust. These stars are charaterized by their large mass from one to two solar masses, in a radius of 10 km. Their inner structure can be divded in three major layers: the outer crust, the inner crust and the core. The outer crust consists of nuclei coexisting with an electron gas to ensure charge neutrality. If one goes deeper into the crust, the ratio of neutrons with respect to the total nucleon number increases. Eventually, the excess of neutrons in the nuclei gets so high that they drip out from the nuclei and create a dilute neutron gas. From now on, we will speak of nuclear clusters instead of nuclei. This phenomenon defines the limit between the outer crust and the inner crust. This complicated structure and composition is at the origin of many characteristic properties of neutron stars. Hence, we will construct our work in three major parts. First, we start to account for the neutron gas surrounding the clusters, which we treat as uniform. Here, the neutron gas is assumed to be superfluid, and one can expect a Goldstone mode. This description will be done in the framework of QRPA. Second, we will focus on the study of properties of the clusters contained in the inner crust. Under these conditions we expect to see cystal of spheres, rods and plates of bound nucleons, that we will describe with the help of the ETF approximation. Third, we will finish by treating the interaction between the clusters and the gas with hydrodynamics. The results will be applied to astrophysics and in particular to glitches.

Ce travail porte sur l’étude des processus hydrodynamiques consécutifs à l’interaction entre deux ressauts hydrauliques propagatifs, particulièrement lorsqu’elle intervient sur une plage faiblement inclinée, ou à proximité. L’étude est menée dans un dispositif expérimental original constitué d’un canal de faible longueur, fermé à ses extrémités, et par deux vannes séparant le canal en trois parties de longueurs variables, remplies à des niveaux différents, qui définissent deux réservoirs et une "zone de large". A l’autre extrémité du canal est disposé un plan incliné, imperméable, qui modélise la plage. Les ouvertures des vannes, rapides et décalées d’un intervalle de temps contrôlé (rupture de barrage), génèrent deux vagues successives qui interagissent avant ou sur la plage, ou après que l’une d’entre-elles se soit préalablement réfléchie dessus. Un dispositif de métrologie optique – "ombroscopie" – permet la mesure à haute fréquence de la position de l’interface libre au cours du temps. Lors de la caractérisation du dispositif expérimental, nous avons mis en évidence que la célérité du front consécutif à une rupture de barrage suit un modèle théorique basé sur une méthode des caractéristiques pour les équations de Saint-Venant, obtenues dans l’approximation d’eau peu profonde ("shallow water"), et proposé par Stoker (1957), malgré quelques effets qui perturbent cette dynamique comme la taille finie des réservoirs par exemple. Nous observons en particulier que cette célérité dépend principalement de la nonlinéarité et faiblement de la dispersion, en accord avec l’approximation d’eau peu profonde. Lors de la génération de deux ressauts hydrauliques successifs, nous proposons deux modélisations simples pour décrire la dynamique initiale du déplacement du deuxième front, avant qu’il n’interagisse avec le premier. Ces modèles simples encadrent la solution réelle, mais se heurtent également aux effets de taille finie des réservoirs. Les interactions des deux ressauts "similaires" sur la plage, ou à proximité, et la dynamique de la lame d’eau sur la plage, sont analysées en fonction du décalage temporel, et de l’angle de pente de la plage, en considérant la nature "fusion" ou "collision" de l’interaction. Pour un angle de plage donné, le "run-up "maximum est obtenu, dans notre étude, pour un déphasage entre les fronts qui entraîne une interaction de "fusion" au début de la plage. L’angle de plage optimum, dans ce cadre, semble correspondre à un type de plage intermédiaire entre une plage très réflective et uneplage dissipative / This study investigates the hydrodynamic processes resulting fromthe interaction between two bores, particularly when these happen on a beach with a gradual slope or nearby. The research was conducted with a new experimental device. The latter was designed with a short channel, closed at both ends, with two gates separating the channel in three parts of varying lengths and filled to different levels, defining respectively two reservoirs and a “nearshore zone”. At the other end of the channel lies an inclined, impermeable plane, which represents the beach. The rapid openings of the gates, with a controlled lag time, generate two successive waves that interact either before or on the beach, or after one of them swashes on the beach. A classical shadowgraphy method enables high frequency measurement of the free interface position over time. During the characterisation of the experimental device, we demonstrated that the velocity of the front originating from the dam break follows a theoretical model based on the characteristics evolution of the hyperbolic Saint-Venant equations obtained in the shallow water approximation, and proposed by Stoker (1957) fairly well. This occurs despite some effects that disrupt this dynamic, as for instance the finite size of the thanks. In particular, we observe that the front velocity depends mostly on non-linearity and not on dispersive effects, accordingly to shallow water approximation. During the generation of two successive bores, we propose two simple modelizations to describe the initial dynamics of the displacement of the second front, before it interacts with the first one. These simple models frame the actual solution, but also collide with the finite size effects of the reservoirs. The interactions of the two "similar" bores on the beach, or nearby, and the dynamics of the water lens swashing on the beach are analysed according to the time shift, and the angle of slope, considering the nature "fusion" or "collision" of the interaction. For a given beach angle, our study obtained the maximum run-up with a time shift that generates a merging of the fronts at the beginning of the shore. It appears that the optimum angle in this settingmatches that of a type of intermediate beach between a very reflective and a dissipativebeach

Les recherches de SNe ont commencé il y a plus de 100 ans. Depuis, il a été possible de collecter beaucoup de données d'observations astronomiques. Les astronomes ont développé une classification détaillée et ont abouti un relatif consensus sur la nature physique de ces événements très différents. Néanmoins, beaucoup de questions restent sans réponse. En résumé, les supernovæ de type II (riche en hydrogène) résultent de l'éjection l'enveloppe des supergéantes rouges (SGR). Les principales sources de connaissance sur ces objets sont l'évolution de leur luminosité en fonction du temps (`courbes de lumière') et leurs spectres observés à différentes époques. La méthode la plus utilisée pour extraire les informations des données d'observation est la modélisation des courbes de lumières et des spectres des supernovæ. Dans le Chapitre 1 (Introduction), nous présentons successivement l’évolution stellaire, la physique des explosions et l’évolution des éjectas. Nous décrivons aussi les différents types de supernova ; l’état actuel des connaissances sur les CCSNe ainsi que ces limitations. Nous discutons de la théorie de l'évolution stellaire. Nous décrivons notre approche numérique au Chapitre 2 (Supernova modelling). Elle consiste en trois étapes principales : la modélisation de l'évolution stellaire, l'explosion de l'étoile SGR résultante, et la modélisation de l'évolution des éjectas. Nous présentons la structure modélisée des étoiles SGR ; ces modèles et techniques de calcul sont similaires aux modèles utilisés dans les chapitres suivants. Nous discutons notre méthode d'explosion d'un progéniteur quand son noyau dégénéré commence à s'effondrer. Dans le Chapitre 3 (Observational properties), nous discutons les propriétés observées en photométrie et spectroscopie des CCSNe. Nous extrayons les propriétés statistiques de l'échantillon existant. En utilisant la technique présentée, nous avons effectué une étude détaillée de SN 2008bk, une supernova bien observée (Chapitre 4). Nous pouvons contraindre les propriétés du progéniteur et des paramètres d'explosion. Notre modélisation nous permet de comparer non seulement les propriétés de base telles que la luminosité, mais aussi à analyser en détail les caractéristiques spectrales, telles que la présence de certaines raies spectrales ainsi que leur morphologie. Nous montrons qu'une étoile de 12M⊙ sur la séquence principale est un bon candidat au progéniteur de SN 2008bk. Aussi, nous discutons de la forme asymétrique de la raie Hα et concluons qu'elle provient du chevauchement avec la raie forte du Ba II 6596.9 Å. SN 2008bk, avec quelques dizaines d'autres objets, forme une sous-classe importante de CCSNe — supernovae à faible luminosité. Nous avons consacré une attention particulière à cette classe d'objets, dont l'uniformité et les données d'observation nous permet de tirer des conclusions importantes. Au Chapitre 5, nous étudions l'échantillon de 17 SNe de faible luminosité et analysons la possibilité que ces événements résultent d'explosions de progéniteurs de petite ou de grande masse. Il n'y a pas d'accord solide dans la communauté astronomique sur les progéniteurs possibles des explosions de SNe à faible luminosité. Notre analyse montre que les étoiles massives de masse inférieure (~12 M⊙) sont de bons candidats pour les progéniteurs de cette sous-classe de SNe. De plus, nos simulations d'étoiles de masse élevée (25 et 27 M⊙) montrent qu'une explosion ayant une luminosité aussi faible aurait des propriétés d’observation remarquables qui ne sont pas présentes dans les données. Dans le Chapitre 6, nous étendons notre étude sur toutes les CCSNe, en utilisant des modèles plus énergétiques que dans les Chapitres 4 et 5. Nous fournissons des preuves que ce qui différencie la diversité de SNe II est l'énergie d'explosion plutôt que la masse des éjectas (ou plus précisément la masse de l'enveloppe riche en H de progéniteur). / Dedicated SN searches started over 100 years ago. Over that time, astronomers have collected large sets of observational data. They have developed detailed classification and achieved general agreement on the nature of these events. Nevertheless, a lot of questions remain unanswered. In short, most Type II SNe (hydrogen-rich SNe) are terminal explosions of red supergiant (RSG) stars. The main source of knowledge about these objects are the way their luminosity changes with time (`light curves') and how their radiation is distributed in wavelength. One of the widely used methods to extract the information from the observational data is computer modelling. The largest part of our work lays in the numerical simulations. In Chapter 1 (Introduction), we present succinctly the necessary theory which includes stellar evolution, explosion physics and ejecta evolution. We discuss different types of SNe; the modern knowledge on CCSNe and its problems. We discuss stellar evolution theory. We describe the nucleosynthesis that takes place in the cores of massive stars and gives rise to their final chemical stratification. We describe our numerical approach in Chapter 2 (Supernova modelling). It includes three major steps: stellar evolution modelling, explosion of the resulting RSG star, and ejecta evolution modelling. We present modelled structure of RSG stars; these models and computational techniques are similar to models used in subsequent chapters. We then discuss our numerical methods of exploding a SN once its degenerate core starts collapsing. We discuss explosive nucleosynthesis and its impact on the progenitor composition, production of unstable isotopes and the basic physics of radioactive decay. In Chapter 3 (Observational properties), we discuss the photometric and spectral observational properties of core-collapse SNe. We extract statistical properties of the existing sample. Using the presented technique, we performed a detailed study of the well observed object SN 2008bk (Chapter 4). We are able to constrain its progenitor and explosion properties. Our modelling allows us to compare not only the basic properties such as luminosity, but also to analyze in detail the spectral features, such as line identification and morphology. We show that a 12 M⊙ star on the main sequence is a good candidate for the progenitor of SN 2008bk. Also we discuss the asymmetric shape of the Hα line and conclude that it stems from the overlap with the strong Ba II 6596.9 Å line. SN 2008bk, together with about 20 objects, form a subclass of low-luminosity CCSNe Type II. We devoted a particular attention to this class of objects, whose uniformity and observational data allows us to draw important conclusions. In Chapter 5 (Low-luminosity Type II-P SNe), we study the sample of 17 low-luminosity SNe and analyze the possibility that these events are the result of explosions of low- and high-mass progenitors. There is no solid agreement in the astronomical community on the possible progenitors of the low-luminosity explosions of Type II SNe. Our analysis shows that lower-mass massive stars (~12 M⊙) are good candidates for the progenitors of this subclass of SNe. Moreover, our simulations of high-mass stars (25 and 27 M⊙) show that such low brightness of the explosion of such a massive object would have notable observational properties which are not present in the data. In Chapter 6 (Kinetic energy variation), we extend our study further on the whole class of hydrogen-rich core-collapse SN, using more energetic models than in Chapters 4 and 5. We provide evidences that what differentiates the diversity of SNe II is the explosion energy rather than the ejecta mass (or H-rich envelope mass of the progenitor).

Les décharges pulsées nanoseconde sont caractérisées par un fort champ réduit (centaine Td) et une forte thermodynamique hors-équilibre. Ils ont de l’énergie électronique de quelques eV à quelques dizaine eV et la déposition d’énergie spécifique de 10^-3 eV/mol à quelques eV/mol.Deux configurations particulières sont étudiées: (i) décharge capillaire nanoseconde (nCD) fonctionnant à la pression modérée et à une haute, et (ii) décharge contrôlée par barrière diélectrique surfacique de nanoseconde, fonctionnant à la pression atmosphérique ou à la pression plus élevée, et à une énergie spécifique de la déposition relativement faible.La décharge capillaire nanoseconde est un outil expérimental pour analyser le nanoseconde plasma dans certaines conditions extrêmes. Des expériences récentes de nCD ont révélé que la cinétique du plasma change considérablement quand l’énergie spécifique de la déposition est plus élevée. L'un des objectifs du travail est d'étudier numériquement les effets de la cinétique modifiée sur la technique classique de la mesure de l’actinométrie, et sur l’évolution spatial-temporelle du plasma dans la décharge et en post-décharge.La décharge contrôlée par barrière diélectrique surfacique de nanoseconde a été largement étudiée dans la communauté de l'aérodynamique. Cependant, au début de démarrer le travail, les paramètres de nSDBD n'étaient pas bien compris, la comparaison des calculs numériques et des résultats expérimentaux n'étaient pas disponibles. Par conséquent, la modélisation de nSDBD et la comparaison avec des résultats expérimentaux sous les mêmes paramètres est un autre objet de la thèse.Le travail dans ce manuscrit est organisé en trois parties. Dans la première partie, la modélisation numérique et les expérimentations de l’actinométrie basée sur l’Ar sont utilisées pour étudier la densité de l’oxygène atomique dans une décharge capillaire nanoseconde. Un schéma cinétique décrivant le comportement cohérent de l'ensemble des données expérimentales est développé. Les processus principaux, qui sont responsables de la population et de la décroissance des trois espèces intéressés sont sélectionnés à base de l’analyse de la sensibilité et du taux. Le rôle des réactions entre les espèces excitées et les électrons a l’entrée de la post-décharge pour une décharge pulsée au grand champ électrique et haute énergie spécifique de la déposition est discuté.La deuxième partie est consacrée à étudier, analyser et prévoir des caractéristiques de la décharge et de la post-décharge de nCD sous différents énergie spécifique de la déposition , basées sur un code auto - cohérent bidimensionnel, nonPDPsim. La propagation de la décharge a été modélisée. Deux modes de propagation ont été identifiés, trois formes d'ondes d'ionisation sont trouvées en variant le rayon de tube. Le taux de décroissance et la distribution radiale des électrons et de N2(C3) dans la post-décharge sont étudiés en respectant l’énergie spécifique de la déposition.Finalement, un modèle parallèle bidimensionnel PASSKEy («PArallel Streamer Solver with KinEtics») a été développé et validé pour modéliser le nSDBD. Une série de calculs numériques pour un seul pulse de nSDBD dans l'air à la pression atmosphérique à une amplitude de tension de 24 kV a été effectuée, les résultats ont été comparés avec des résultats expérimentaux dans les mêmes conditions. Vitesse calculée et mesurée De l’entrée de la décharge, courant électrique, carte plan 2D d'émission de N2(C3)->N2(B3), et perturbations hydrodynamiques provoquées par la décharge sur l'échelle de temps sont analysées de 0, 2 à 5us. L'effet de différents processus cinétiques dans la distribution 2D de la chaleur est étudié. Les données sont présentées et analysées pour la polarité de tension négative et positive. Un ensemble de calculs paramétriques avec différentes permittivité diélectrique, différent épaisseur des diélectriques et différente pression ambiantes sont présentés. / Nanosecond pulsed discharges are characterized by high reduced electric fields (hundreds of Td) and strong nonequilibrium. They have characteristic electron energies of a few to tens of eV and specific energy deposition ranging from 10$^{-3}$ eV/mol to a few eV/mol. The energetic electrons can efficiently generate chemical active species, lead to fast gas heating. These discharges are found in a growing list of successful practical applications: gas pollution control, surface treatment, plasma assisted aerodynamics, plasma assisted biology and medicine and plasma assisted combustion.Two particular configurations are studied in present work: (i) nanosecond capillary discharge (nCD) operated at moderate pressures and high specific deposited energy, and (ii) nanosecond surface dielectric barrier discharge (nSDBD) operated at atmospheric or higher pressures and relatively low specific deposited energy.Nanosecond capillary discharge is an experimental tool to analyse nanosecond plasma in some limit extreme conditions. Recent nCD experiments revealed that, plasma kinetics changes dramatically at high specific energy deposition. One of the aims of the present work, is to study numerically the effects of the changed kinetics to the classical actinometry measurement technique, and the spatial-temporal evolution of plasmas during discharge and afterglow.Nanosecond surface dielectric barrier discharge has been widely studied in the community of aerodynamics. However, at the moment of starting the thesis, the parameters of nSDBD plasma were not yet clearly understood, detailed comparison of numerical calculations and experiments were not available. Therefore, modelling of nSDBD and comparison with experiments performed for the same parameters is another object of the presented thesis.The results in the thesis are presented in three parts. In the first part, numerical modelling and experiment of Ar-based actinometry are used to study the atomic oxygen density in nanosecond capillary discharge. A kinetic scheme describing consistent behavior of the set of the experimental data is developed. The main processes responsible for population and decay of the three species of interest are selected on the basis of sensitivity and rate analysis. The role of the reactions between excited species and electrons in early afterglow for pulsed discharges at high electric fields and high values of specific deposited energy is discussed. Density of O-atoms in the ground state is obtained from the calculations.The second part is devoted to study, analyse and predict the features of the discharge and afterglow of nCD under different specific energy deposition based on a two--dimensional self-consistent code, nonPDPsim. Propagation of the discharge have been modelled. Two modes of propagation were identified, three shapes of ionization waves are found with various tube radius. The decay rate and radial distribution of electrons and $rm N_2(C^3Pi_u)$ in the afterglow are studied with respect to specific energy deposition.Finally, a two--dimensional parallel PASSKEy (``PArallel Streamer Solver with KinEtics'') code coupling plasma and hydrodynamics has been developed and validated to model nSDBD. Series of numerical calculations for a single pulse nSDBD in atmospheric pressure air at 24~kV voltage amplitude has been performed, the results were compared with experiments in the same conditions. Calculated and measured velocity of the discharge front, electrical current, 2D map of emission of N$_2$(C$^3Pi_u$) $rightarrow$ N$_2$(B$^3Pi_g$), and hydrodynamic perturbations caused by the discharge on the time scale $0.2-5$~$mu$s are analysed. The effect of different kinetics processes in 2D distribution of heat release is studied. The data are presented and analyzed for negative and positive polarity of voltages. A set of parametric calculations with different dielectric permittivity, the thickness of dielectric and ambient pressures are presented.