Ce projet effectué en collaboration avec le Centre Interdisciplinaire de Développement en Cartographie des Océans (CIDCO) de Rimouski porte sur la mesure des marées et des vagues à l’aide d’une bouée GNSS. En l’occurrence, une bouée bathymétrique HydroBall® développée par le CIDCO a été adaptée pour le projet. Des modifications comme la stabilisation de l’antenne, la reconfiguration des composantes électroniques et l’augmentation de son autonomie y ont été apportées dans le but d’améliorer la qualité des mesures GNSS (GPS et GLONASS) et de permettre l’acquisition de données sur une période d’un peu plus d’un mois. D’une part, des expérimentations faites au Laboratoire Hydraulique Environnemental de l’INRS pouvant générer des vagues de diverses amplitudes et périodes ont été effectuées. Les traitements GNSS ont permis de décrire le mouvement des vagues afin de mesurer l’amplitude et la période de ces dernières. Ces mesures GNSS ont été comparées à celles de jauges ultrasons très précises utilisées en guise de comparaison. D’autre part, des observations GNSS effectuées à Rimouski sur une période d’observations de plus d’un mois ont été réalisées. Ces mesures de niveau d’eau à l’aide de la bouée GNSS ont été comparées aux mesures du marégraphe de Rimouski du SHC situé à proximité. Les analyses effectuées ont principalement porté sur les traitements GNSS en mode absolu de précision PPP tant pour la mesure des marées que des vagues. À la lumière des résultats obtenus, on constate que cette bouée de petite taille, facilement déployable et peu dispendieuse, permet en un seul instrument la mesure des marées et des vagues à une précision centimétrique, et ce en mode de positionnement absolu. / This project, carried out in collaboration with the Interdisciplinary Center for the Development of Ocean Mapping (CIDCO) in Rimouski, approaches the measurement of waves and tides using a GNSS buoy. One of the HydroBall® bathymetric buoy developed by CIDCO was adapted for this specific purpose. Modifications such as stabilization of the antenna, reconfiguration of the electronic components and increase in its autonomy, were made to improve the quality of the GNSS measurements (GPS and GLONASS) and to allow the acquisition of data for a period of up to one month. In the case of the wave measurements, experiments were carried out at the INRS Hydraulic Environmental Laboratory where waves of varying amplitudes and periods were generated. GNSS treatments were used to describe the wave’s movement, thus allowing the determination of their amplitude and period. The GNSS measurements were compared with those of accurate ultrasonic gauges used as reference values. In the case of the tide measurements, GNSS observations were carried out in Rimouski’s harbour over a one month period. These water level measurements using the GNSS buoy were compared to measurements collected from a nearby CHS Tide gauge. The analyzes carried out mainly focused on GNSS processing in an absolute mode using precise point positioning (PPP) for both tide and wave measurements. Our results show that this small, easily deployable and affordable buoy allows, in a single instrument, the measurement of tides and waves at a centimeter level of accuracy using precise point positioning.

Les marées internes sont des processus dynamiques très répandus observés de façon intense près des marges continentales. Leur signature sur la surface libre de la mer est souvent observée sur les images satellites, montrant des systèmes d'ondes complexes au dessus des marges continentales irrégulières tels que la marge Ouest-Ibérique. Leur génération et leur distribution spatiale sont l'objet du présent travail, qui explore les processus physiques derrière la génération et la propagation de ces modes baroclines, au-dessus de canyons sous-marins et de promontoires, représentatifs des structures observées sur le talus Ouest-Ibérique. La solution de marée super inertielle est étudiée par le biais de simulations numériques, utilisant des configurations de topographie, soit réalistes soit idéalisée, en océan homogène ou stratifié (configuration bi couches et stratification continue). Les bassins océaniques sont dotés de talus et plateaux continentaux de faible profondeur qui détournent la propagation des marées océaniques de leur cours naturel. Les ondes de marée côtières sont ensuite réfléchies et/ou piégées sous différents modes possibles, fonction de la latitude, de la fréquence de forçage, du relief topographique et de la stratification de la colonne d'eau. Différents accidents topographiques, tels que les canyons sous-marins, les vallées, les promontoires et les bosses peuvent façonner des marges continentales afin de créer des pentes abruptes tangentielles au talus, qui deviennent effectivement des sites de production des marées internes. L'origine des marées internes se situe dans les forces d'attraction astronomiques, mais la répartition spatiale des solutions le long des marges continentales est distincte à travers le monde. La diversité du relief topographique module de façon spécifique les solutions de courant de marée barotropes, dont l'énergie est ensuite dissipée dans les modes baroclines en de nombreux endroits accidentés et à différents instants par rapport à la phase de marée.A mi-latitude, la force d'inertie terrestre divise le spectre de marée en ondes diurnes sub-inertielles et ondes semi-diurnes super-inertielles, donnant lieu à des ajustements en différents types de modes. La modélisation réaliste de la marée barotrope le long de la marge ouest-Ibérique vérifie cette différence de comportement et devient le point de départ de la présente thèse. Alors que les composantes diurnes génèrent des modes d'ondes continentales piégées le long du littoral, les harmoniques semi-diurnes montrent des structures de courants complexes, corrélées spatialement aux canyons sous-marins locaux et aux promontoires (pour lesquels on modélise une accroissement de l'amplitude du courant de marée associé à une inversion du sens de rotation).Ces distorsions super-inertielles des ondes de marée sont analysées et interprétées en utilisant des configurations de bathymétrie idéalisées. Les configurations canyon sous-marin et promontoires sont considérées comme des anomalies (sinusoïdale de signe opposé) de la largeur du plateau continental, situées au milieu du domaine modélisé. L'onde de marée monocromatic super-inertielle forcée aux limites, tient compte de l'hypothèse d'un plateau uniforme dans la direction tangentielle. Les résultats obtenus révèlent une distorsion importante du flux de marée qui peut être interprétée par la dynamique de la vorticité du fluide dans le cadre du principe de conservation du moment angulaire. / Oceanic internal tides are ubiquitous dynamic features, densely observed near continental margins. Their sea-surface signature is frequently printed in remote sensing images, showing complex wave patterns over irregular shelves such as the West-Iberian margin. Their origin and spatial distribution is the subject of the present work, which explores the physics behind the generation and propagation of these baroclinic modes, over submarine canyon and promontory shelf features. It focuses on the study of the super-inertial tide solution by the use of numerical model simulations of realistic and idealized topography configurations, under homogeneous, two-layers and continuous stratified water columns. The ocean basins are flanked by shallow water continental margins that divert ocean tides from their natural course. Coastal tide waves are then reflected and/or trapped in several possible wave modes, function of the latitude, forcing frequency, topographic relief and water column stratification. Different shelf features, such as submarine canyons, valleys, promontories and bumps can shape continental margins to create abrupt along-shelf slopes that become effective internal tide generation sites.

Le golfe du Tonkin, située dans la mer de l'Est/la mer de Chine du Sud, est une zone de fort intérêt écologique, touristique et économique. Améliorer notre connaissance de ses processus hydro-sédimentaires (transport de particules en suspension) est d'une grande importance. L'objectif scientifique de cette étude est de revoir les processus physiques dominants qui caractérisent la dynamique des marées dans le golfe du Tonkin en utilisant un modèle à haute résolution et la combinaison de toutes les données disponibles. Une attention particulière est donc accordée à un examen croisé du modèle, des marégraphes et de l'altimétrie en zone côtière, ainsi qu'à l'étalonnage du modèle dérivé d'un ensemble d'expériences de sensibilité aux paramètres. Le bilan d'énergie des marées du golfe (flux d'énergie et de dissipation) est ensuite analysé et ses propriétés de résonance sont évaluées et comparées avec des modèles idéalisés et les observations. Ensuite, la marée résiduelle eulérienne et lagrangienne est évaluée. Enfin, on montre que le mélange de marée ne suffit pas à expliquer les structures frontales observées et associées à des concentrations élevées de chlorophylle.

Le but de cette étude était de développer une méthodologie pour évaluer la résilience des littoraux aux évènements de tempêtes, à des échelles de temps différentes pour une plage située à une latitude moyenne (Biscarrosse, France). Un site pilote des tropiques, la plage de Jamestown (Ghana), non soumis aux tempêtes, a également été analysé. 6 ans (2007-2012) de données sur la position du trait de côte,obtenues quotidiennement par imagerie vidéo, ainsi que les prévisions hydrodynamiques (ECMWF EraInterim) ont été analysées. Le climat de vagues est dominé par les tempêtes (Hs> 5% de seuil de dépassement) et leurs fluctuations saisonnières; 75% des tempêtes se produisent en hiver, et plus de 60tempêtes ont été identifiées au cours de la période d'étude. Une régression multiple, montre qu’alors que les intensités des tempêtes actuelle et précédente ont un rôle majeur sur l'impact de la tempête, la marée et les barres sableuses jouent un rôle majeur sur la récupération de plage. La position moyenne du trait de côte calculée sur la période de récupération post-tempête montre que la plage de Biscarrosse se reconstruit rapidement (9 jours) après un évènement isolé et que les séries de tempêtes (clusters) ont un effet cumulatif diminué. Les résultats indiquent que le récurrence individuelle des tempêtes est clé. Si l'intervalle entre deux tempêtes est faible par rapport à la période de récupération, la plage devient plus résistante aux tempêtes suivantes; par conséquent, la première tempête d’une série a un impact plus important que les suivantes. Le trait de côte répond, par ordre décroissant, aux évènements saisonniers,à la fréquence des tempête et aux d’échelle annuelle. La méthode EOF montre de bonnes capacité à séparer la dynamique « uniforme » et « non-uniforme » du littoral et décrit différentes variabilités temporelles: les échelles saisonnières et à court terme dominent, respectivement, la première EOF (2D)et le second mode (3D). Le littoral de Jamestown a été étudié comme base d’un projet pilote entre 2013-2014. Les fluctuations du niveau de l'eau jouent un rôle prédominant sur l’évolution de la position du trait de côte. Les vagues et les estimations des marées obtenues par l’exploitation d’images vidéo sont corrélées avec les données de prévisions. Cette étude pionnière montre que cette technique peut être généralisée à toute l’Afrique de l'Ouest en tenant compte des multiples diversités et de la variabilité du climat régional, à travers un réseau d'observations. / The aim of this study was to develop a methodology to statistically assess the shorelineresilience to storms at different time scales for a storm-dominated mid-latitude beach(Biscarrosse, France). On a pilot base, storm-free tropical Jamestown beach (Ghana) was alsoanalysed. 6-years (2007-2012) of continuous video-derived shoreline data and hindcastedhydrodynamics were analysed. Wave climate is dominated by storms (Hs>5% exceedancelimit) and their seasonal fluctuations; 75% of storms occur in winter with more than 60identified storms during the study period. A multiple regression on 36 storms shows thatwhereas current and previous storm intensity have predominant role on current storm impact,tide and sandbar play a major role on the post-storm recovery. An ensemble average on poststormrecovery period shows that Biscarrosse beach recovers rapidly (9 days) to individualstorms, and sequences of storms (clusters) have a weak cumulative effect. The results point outthat individual storm recurrence frequency is key. If the interval between two storms is lowcompared to the recovery period, the beach becomes more resilient to the next storms; and thefirst storm in clusters has larger impact than following ones. Shoreline responds in decreasingorder at seasonal, storm frequency and annual timescales at Biscarrosse. The EOF methodshows good skills in separating uniform and non-uniform shoreline dynamics, showing theirdifferent temporal variability: seasonal and short-term scales dominate first EOF (2D) andsecond (3D) modes, respectively.The shoreline at Jamestown was studied on pilot base from 2013-2014. Water level channgesplay a major role on shoreline changes. Waves estimates from video are in good agreement withhindcasts. This study shows the potential of the technique, to be replicated elsewhere in WestAfrica with all its diversity and regional climate variability through a coastal observationnetwork.

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.

La modélisation numérique des estuaires hypertidaux intéresse particulièrement les ingénieurs impliqués dans la navigation maritime et le développement de projets d'énergie marémotrice. Au Québec (Canada), la majorité de ces estuaires à marée extrême sont situés dans des régions isolée de l'Arctique canadien et sont souvent des lieux de résidence des communautés autochtones du Nord canadien. La présente thèse vise à mieux comprendre les processus se manifestent dans ces environnements, avec une emphase particulière sur l'importance (1) de la forte dominance des marées, (2) de l'extrême variabilité bathymétrique et (3) de l'immense forçage climatique. La thèse tente de démontrer comment les modèles numériques peuvent être utilisés pour traiter ces particularités et peuvent être la meilleure méthode disponible pour étudier leurs effets dans des environnements éloignés peu étudies. Premièrement, dans le but d'évaluer le potentiel de courant de marée en eau libre (sans glace) de l'estuaire hypertidal de la rivière Koksoak (KRE), nous avons modélisé le débit de marée en utilisant un model numérique hydrodynamique réputé (Delft3D). Différents aspects de l'hydrodynamique côtière ont été étudiés grâce à la modélisation numérique 1D2D-3D. La variabilité spatio-temporelle de la densité de puissance hydrocinétique disponible a ensuite été quantifiée. Les résultats ont révélé l'énorme potentiel (1000 MW) d'énergie marémotrice présente à plusieurs endroits le long de l'estuaire, ce qui nécessite des études numériques plus approfondies. En mettant davantage l'accent sur la modélisation numérique du site, par exemple la publication d'un Atlas des courants de marée pour aider à la navigation maritime dans le KRE, nous avons constaté que certains problèmes de modélisation des estuaires n'étaient pas abordés. Compte tenu des conditions limites précises et des mesures in situ recueillies au cours de l'hiver 2017-2018, nous avons constaté que les meilleurs résultats pour l'étalonnage du modèle (niveau d'eau) en utilisant les paramètres/options disponibles conduisaient encore à certains ordres d'imprécision. sur les conditions aux limites de formse qualité (campagnes 2017-2018) qui ont effectivement amélioré les résultats numériques, nous avons constaté que les meilleurs résultats pour l'étalonnage du modèle (niveau d'eau) en utilisant les paramètres/options disponibles étaient encore associés à certains ordres d'imprécision. Par conséquent, l'objectif du deuxième travail était d'améliorer l'efficacité de la modélisation hydrodynamique pour les environnements de marée peu profonde. Nous avons introduit quelques hypothèses décrivant pourquoi les modèles de turbulence et de rugosité disponibles ne sont pas bien adaptés à la modélisation des estuaires avec de fortes variabilités spatiales et temporelles des profondeurs de marée. En conséquence (i) un modèle de turbulence k-ε étendu pour la paramétrisation adaptative de la viscosité turbulente en fonction de la profondeur, et une approche basée sur la direction de l'écoulement pour la paramétrisation de la rugosité du lit ont été développés, incorporés dans le modèle hydrodynamique employé (Delft3D). Le modèle modifié a montré une amélioration constante des prévisions du modèle dans les stations de champ proche et de champ lointain, par rapport aux schémas de paramétrage classiques. Enfin, un aspect manquant et mal compris des estuaires de latitude nordique est l'immense impact de l'hiver sur le flux des marées. Situé à la latitude 58°, le KRE subit l'effet intensif du climat arctique pendant la majeure partie de l'année, ce qui entraîne la formation de glace estuarienne rapide sur une grande partie de sa longueur. Plus précisément, et ce qui est le plus pertinent pour cette recherche, il est important de savoir comment le long hiver affecte les potentiels hydrocinétiques des estuaires des régions froides. Ainsi, la surfusion entraîne la formation de frasil et de glace de fond qui peuvent adhérer aux pales des turbines et provoquer leur dysfonctionnement. Dans les estuaires, la surfusion a une nature transitoire complexe car le point de congélation de l'eau salée est une fonction de la salinité et de la profondeur qui est changée par les marées au cours des cycles de marée. En raison du manque de données de terrain en hiver, nous avons collecté des paramètres hydrodynamiques en utilisant de nouvelles campagne de mesures en hiver 2018. Les observations ont montré que le risque de surfusion diminue à l'intérieur de l'estuaire, car en l'absence de débit fluvial, la salinité peut s'infiltrer beaucoup plus loin dans le fleuve. À l'intérieur, une modulation apparente de ∆T (la différence entre la température de l'eau et la température de congélation de l'eau), dépendant de la marée, a été observée avec une augmentation de la température pendant des marées montantes. Cette augmentation retarderait la surfusion, ce qui est un avantage majeur pour turbines. En réglant le module Delft3D-Ice, différents scénarios ont été définis pour l'étendue et l'épaisseur de la couvert de glace, et leurs réponses hydrodynamiques ont été analysées. Il a été démontré que la glace a des impacts complexes et non uniformes sur les caractéristiques hydrodynamiques de la KRE. Surtout, le débit des prismes de marée, qui est la principale source d'élan, peut être modifiée de manière démonstrative par la couverture de glace et la glace de marée plate. Les résultats suggèrent que les zones énergétiques sont légèrement affectées par la glace pendant la plus grande partie de l'hiver. Pendant l'hiver de pointe seulement, la glace pourrait considérablement diminuer densité moyenne de puissance des courants (par exemple, la puissance moyenne est égale ou supérieure à 7 kW m-2). Ces implications cryohydrodynamiques indiquent que l'hiver arctique n'est pas un obstacle à la production d'électricité dans le fleuve Koksoak, et l'énergie marémotrice serait un avantage annuel pour Kuujjuaq

Pour cette thèse, nous avons été intéressé par les effets de la cavité magnétique et les effets de marées stellaires sur nos modèles de populations de synthèses planétaires. La cavité magnétique a été proposé comme un mécanisme important de la formation planétaire, en cela qu'elle peut stopper la migration radiale de la planète vers l'étoile (Lin et al. 1995). Dans ce travail on a modifié l'équation de diffusion pour l'évolution radiale de la densité de surface du disque de gas (1D), afin de tenir compte de l'effet du couple magnétique sur le disque (Armitage et al. 1999). D'autre part les effets de marées ont été inclus par un modèle analytique (Benitez-Llambay et al. 2011). Pour ce travail, on a utilisé le modèle de formation planétaire de Bern (Mordasini et al 2009a), auquel nous avons inclus ces deux effets. Enfin, nous avons comparé la distribution orbitale synthétique à la distribution orbitale observée par Kepler (Howard et al. 2012).Finalement, un dernier chapitre traite un sujet différent du reste de la thèse. Nous avons testé l'accrétion de pebbles (ou "pebble mechanism") dans le modèle de formation de Bern. Ce chapitre, est en fait un premier pas vers un modèle plus complet. Cependant, nous avons montré que l'implémentation numérique fonctionne bien. / In this thesis, we have been interested on the effects of the magnetic cavity and the stellar tides in synthetic planet population. The magnetic cavity is thought be important at the formation phase since it can truncates the gaseous disk and potentially stops the inward migration of planets (Lin et al. 1995). In this work we modified the standard radial viscous equation in order to take into account the effect of the magnetic torque on the gaseous disk (Armitage et al. 1999). Moreover, the stellar tides have been included in an analytical way as in (Bénitez-Llambay et al. 2011). For this work, we used the planetary model of Bern (Mordasini et al. 2012) at which we included both effects. The end of the thesis compare the synthetic orbital distribution with the orbital distribution observed by Kepler (Howard et al. 2012).Finally, a last chapter treats a topic different than the rest of the thesis. We tested the so called pebble mechanism (Ormel&Klahr2010) in the planetary formation model of Bern. So far, this chapter is a first step to a more complete model. However, we show that the numerical implementation is working well.

L’instabilité elliptique peut apparaître dès qu’un écoulement présente des lignes de courant elliptiques, ce qui en fait une instabilité générique des fluides tournants. Si sa pertinence en aéronautique ne laisse plus de doute, sa prise en compte dans l’étude des écoulements géo- et astrophysiques pose de nombreuses questions qui constituent la motivation principale de ce travail théorique, numérique et expérimental. Après une introduction aux écoulements tournants, le chapitre 1 présente les trois forçages mécaniques présents aux échelles planétaires qui seront considérés dans ce travail : les marées, la précession et la libration. Un état de l’art sur les écoulements et les instabilités associés à ces forçages est alors décrit, formant le cadre de cette étude. Le chapitre 2 présente les premières simulations numériques de l’instabilité elliptique en géométrie ellipsoïdale. Ces simulations nous permettent de quantifier l’influence de différentes complexités géophysiques et d’obtenir des lois d’échelles caractérisant l’instabilité. L’interaction de l’instabilité elliptique avec les deux autres forçages mécaniques est ensuite considérée. La section 2.4 montre que la présence simultanée de marées et de libration est susceptible d’exciter une instabilité elliptique au sein des astres synchronisés. La section 2.5 développe et valide une théorie analytique sur l’interaction des marées et de la précession. Enfin, la section 2.6 démontre que l’instabilité elliptique peut se développer à partir d’écoulements convectifs ou stratifiés. Le chapitre 3 s’intéresse à la magnétohydrodynamique (MHD) de l’instabilité elliptique. De nouveaux résultats sur l’aspect inductif de l’instabilité sont obtenus et validés numériquement. La génération d’un effet dynamo associé à l’instabilité elliptique est également abordé. Une partie expérimentale liée à ce travail est ensuite décrite, basée sur un dispositif MHD. Après une étude de la dynamique non-linéaire de l’instabilité sous champ, le dispositif est modifié afin de mettre en place une dynamo synthétique. L’amplitude du champ magnétique imposé pouvant être assez assez grande pour restabiliser l’écoulement, ce dispositif permet d’étudier la saturation par l’écoulement d’une telle dynamo. Des premiers résultats en ce sens sont présentés. Le chapitre 4 utilise les résultats obtenus pour étudier la présence de l’instabilité elliptique au sein de planètes, lunes et étoiles connues. Le cas particulier de la Lune est d’abord considéré et un scénario, basé sur l’instabilité elliptique, est proposé puis évalué pour expliquer la dynamo lunaire primitive. Les astres telluriques sont ensuite considérés dans un cadre plus général, et une étude de stabilité adaptée à ce contexte montre que l’instabilité est possible sur la Terre primitive, Europe et trois exoplanètes (55CnCe, CoRoT-7b et GJ1214b). Enfin, la possible existence de l’instabilité au sein de certains systèmes extra-solaires à Jupiter chauds est considérée, montrant sa pertinence pour certains d’entre eux tel que celui de Tau-boo. / The elliptical instability is a generic instability which takes place in any rotating fluid whose streamlines are (even slightly) elliptically deformed. Its presence in an aeronautical context is well established, but its existence in geo- or astrophysical large scale flows raises many issues. This is the starting point of this theoretical, numerical and experimental work.After introducing basics of the rotating flows, chapter 1 presents the three natural planetary mechanical forcings considered in this work : tides, precession and libration. A state-of-the-art of the flows and instabilities associated with these forcings is then given, which constitutes the framework of this study.Chapter 2 presents the first numerical simulations of the elliptical instability in an ellipsoidal geometry, relevant for planets. These simulations allow to quantify the influence of different natural geophysical complexities, and to derive the scaling laws needed to bridge the gap between numerics and planetary applications. The interaction of the elliptical instability with the two other forcings is then considered. Section 2.4 shows that the simultaneous presence of tides and libration can excite an elliptical instability inside fluid layers of synchronized celestial bodies. In section 2.5, a theoretical analysis of the interaction between tides and precession is developed and validated. Finally, in section 2.6, we prove that the elliptical instability can still develop over convective or stratified flows.Chapter 3 focuses on the magnetohydrodynamics (MHD) of the elliptical instability. New results on the magnetic induction by the elliptical instability are obtained and validated numerically. The possible dynamo capability of the instability is also tackled. The experimental part of this work, based on a MHD setup, is then described. Our measurements allow to study the non-linear dynamics of the instability under an external imposed magnetic field. The experimental setup is then modified in order to obtain a synthetic dynamo. The amplitude of the imposed magnetic field being large enough to restabilize the flow, this setup allows to study the saturation by the flow of such a dynamo. First results on this point are presented. Chapter 4 uses the obtained results to study the presence of the elliptical instability in known planets, moons, and stars. The particular case of the Moon is first considered and a scenario, based on the elliptical instability, is proposed and evaluated to explain the primitive lunar dynamo. Telluric bodies are then considered in a more general context, and a stability analysis adapted to this context shows that the instability can be expected in the Early Earth, Europa and three exoplanets (55CnCe, CoRoT-7b et GJ1214b). Finally, the possible development of the instability in extra-solar Hot-Jupiters systems is considered, showing its relevance for some of them, such as the system of Tau-boo.

L’étude des variations temporelles de gravité ont une longue tradition en Europe Centrale. Dans la station, J9, située à Strasbourg depuis les années 1970, les trois principaux types de gravimètre (ressort, supraconducteur (SG), absolu) ont été utilisés. Ces séries permettent l’examen des améliorations instrumentales à partir de la stabilité à long terme et de la dérive instrumentale. Nous montrons que le SG est l’instrument le plus performant pour l’étude des marées de longues périodes et de faibles amplitudes. Nous montrons les résultats obtenus par analyse de marée de ces petites ondes. Nous estimons la période de la Free Core Nutation et nous recherchons celle de la Free Inner Core Nutation (FICN), qui n'a pas encore été observée. Pour cela nous faisons une étude précise, afin de séparer les ondes de faible amplitude, au voisinage de périodes possibles de la FICN. / The study of temporal variations of gravity has a long tradition in Central Europe. Since the 1970s three main gravimeter types (spring, superconducting (SG) and absolute) have been set up at the J9 gravity station located in Strasbourg. These series allow us to review the instrumental improvements from the analyses of long term stability and instrumental drift. We show that the SG is the most powerful tool for thestudy of the low frequency and small amplitudes tides. We show the tidal analysis results for these tidal waves. We estimate the period of the Free Core Nutation and we seek the one of the Free Inner Core Nutation (FICN), which has not yet been observed. For this we make a careful study, in order to separate the low-amplitude waves in the vicinity of possible periods of FICN. / La deformación elasto-gravitacional de la Tierra y las correspondientes variaciones temporales de la gravedad asociadas, registradas en la superficie terrestre mediante los gravímetros, son debidas a distintos fenómenos geofísicos con diferentes períodos y amplitudes, incluyendo entre otros a las denominadas mareas terrestres, que son el fenómeno que genera los efectos más fuertes (dichas mareas terrestres son los movimientos inducidos en la Tierra sólida y los cambios en su potencial gravitatorio derivados de las fuerzas de marea generadas por los cuerpos celestes).El objetivo principal de este trabajo consiste en mostrar la importancia tanto de la longitud de las series de datos de gravedad, como de la calidad de dichas series para mejorar nuestro conocimiento sobre la dinámica de la Tierra a través de los análisis de las mareas terrestres. [...]

Lorsqu’un fort effet de marée entre Saturne et ses satellites de glace a été révélé il y a plusieurs années, le système a été sujet à des nombreux questionnements concernant sa formation et son évolution. Une implication importante de ces résultats est que les satellites sont plus jeunes que la planète et ont subi d’importantes modifications orbitales durant leurs évolutions, rendant possible plusieurs traversées en résonance. Dans cette thèse, nous cherchons à vérifier le scénario selon lequel Titan serait à l’origine de l’orbite actuelle de Japet. Si Titan a fortement migré lui aussi, alors il a dû traverser la résonance 5:1 avec Japet. Or, l’orbite de Japet admet deux éléments orbitaux dont les origines restent à être déterminées clairement : d’une part une inclinaison de 8 degrés par rapport à son plan de Laplace et d’autre part, une orbite excentrique d’environ 0,03. En plaçant initialement Japet sur une orbite circulaire et coplanaire avec le plan de Laplace, de nombreuses simulations numériques de la traversée en résonance, utilisant un code N-Corps ainsi qu’un modèle semi-analytique, ont été réalisées. L’analyse des simulations montre que les résultats sont très dépendants de la dissipation interne de la planète, paramétrée par le facteur de qualité Q. Pour des valeurs au-delà d’environ 2000, on obtient en majorité l’éjection de Japet lorsque Titan traverse la résonance. Pour des vitesses de migration élevées (Q en dessous de 100 environ) Japet est très peu perturbé par Titan. Le nombre d’éjections croît avec la valeur de Q et pour des valeurs entre 100 et 2000 la plupart des simulations montrent une capture en résonance, une évolution chaotique de l’excentricité et de l’inclinaison, puis une libération avec des éléments orbitaux perturbés. La valeur des excentricités après la résonance varie entre 0 et 0.15 et l’inclinaison peut croître jusqu’à 11 degrés. Sur 800 simulations effectuées avec le code N-Corps, 2 montrent une sortie de résonance de Japet avec des éléments en accord avec ceux observés actuellement. De plus, en comptant celles venant du modèle semi-analytique, plus d’une vingtaine montrent une inclinaison libre ayant dépassé 4 degrés. Ces simulations numériques nous ont permis de contraindre le facteur de dissipation de la planète à la fréquence de Titan. C’est pour une valeur de Q entre 100 et 2000 que les simulations de traversée en résonance rendent compte au mieux de l’orbite actuelle de Japet, rendant ainsi plausible le scénario d’un récente perturbation de Japet par Titan lors de la traversée de la résonance 5:1. / When a strong tidal interaction between Saturn and its icy satellites was revealed a few years ago, the formation of the system and its evolution were subject to questioning. These results imply that the satellites are younger than the planet and underwent important orbital modifications during their evolution, making possible many mean motion resonance crossings between satellites. In this thesis, we assume that Titan migration is also important, increasing its semi-major axis in time, and crossing a 5:1 resonance with Iapetus. Today, Iapetus’ orbital plane is tilted with respect to a natural equilibrium plane called the Laplace plane, on which a satellite should have naturally been formed. But, among having non-null eccentricity, Iapetus’ orbit stays on a constant 8 degree tilt with respect to this equilibrium plane. We are therefore assessing the possibility for Titan to be responsible for Iapetus’ orbit.Starting with Iapetus on a circular orbit with its orbital plane co-planar with the Laplace plane, we have used a N-Body code and a semi-analytic model to perform numerous numerical simulations.The analysis of the simulations show that the results are very dependent on the quality factor, Q. For values greater than 2000, Iapetus is more likely to get ejected during the crossing of the resonance, whereas setting a fast migration for Titan (Q below 100) avoids any strong perturbation of Iapetus’ orbit. The ejection likelihood increases with Q and for values between 100 and 2000, many simulations show a resonance capture, followed by a chaotic evolution of the eccentricity and the inclination, then a release with perturbed orbital elements. The range of values for post-resonance eccentricities are between 0 and 0.15 while the tilt can grow up to 11 degrees. Out of 800 simulations done with the N-Body code, 2 show elements compatible with Iapetus’ actual orbit. In addition, more than twenty simulations show a tilt having raised over 4 degrees if we count the simulation done with the semi-analytic model.These numerical simulations allowed us to constrain the tidal dissipation of the planet at Titan’s frequency. Some simulations performed with Q between 100 and 2000 account for the orbit of Iapetus we observe today, making plausible the scenario where the resonance with Titan was the source of Iapetus’ perturbed orbit.