Les nuages sont une composante majeure du système Terre-océan-atmosphère car ils couvrent en moyenne 40% de la surface du globe. Ils contribuent à refroidir la troposphère car ils réfléchissent une part importante du rayonnement solaire (effet d’albédo), mais ils contribuent également à la réchauffer car ils réémettent une partie du rayonnement infrarouge terrestre (effet de serre naturel). La détermination des effets radiatifs des nuages a été identifiée par le GIEC comme l’une des sources principales d’incertitude sur la prévision du climat. Dans ce contexte, la question se pose quant au rôle de la variabilité décennale de ces propriétés nuageuses. Plus particulièrement, on cherche à identifier une possible évolution ou variation des propriétés des nuages et à comprendre l'impact de cette variabilité sur celle du climat régional (température au sol), et inversement : ici, la région d'étude est l'Europe. On sait en effet qu'au 1er ordre le climat régional européen est contrôlé par la circulation atmosphérique de grande échelle (Cattiaux et al., ou Cassou et al., 2005) mais celle-ci ne suffit pas à expliquer certaines anomalies ou extrêmes de température. Des anomalies de propriétés nuageuses sont donc une piste importante à étudier pour expliquer ce type d’événement extrême. Durant cette thèse, nous proposons donc d'appréhender cette question à partir d'observations spatiales et de simulations. Les observations seront celles de l'Aqua-Train : (1) l'instrument MODIS à bord du satellite Aqua permet, à l'aide d'algorithmes développés à la Nasa, de caractériser le forçage radiatif des nuages depuis 9 ans (i.e. leur capacité à refroidir ou à réchauffer); (2) le lidar du satellite CALIPSO couplé au radar du satellite CloudSat nous renseigne sur la structure verticale de ces mêmes couches nuageuses, leurs propriétés précipitantes et microphysiques depuis 7 ans. Les simulations utilisées pour compléter ces observations sont déjà existantes : elles ont été réalisées avec le modèle régional WRF et couvrent l'ensemble de l'Europe sur une période suffisamment longue pour pouvoir travailler sur la variabilité interannuelle à décennale des nuages. L’objet de la thèse est d'analyser à l'échelle régionale les relations entre les anomalies nuageuses et les anomalies de température. On cherchera à comprendre si les propriétés des nuages sont perturbées pour un régime synoptique donné et si ces perturbations peuvent expliquer certaines anomalies de température via leur effet radiatif direct ou plus indirect dans le cas des nuages convectifs. La démarche suivante sera appliquée : (1) Les observations et les simulations seront analysées conjointement pour mieux caractériser les propriétés nuageuses et surtout leur variabilité spatiale et interannuelle. (2) Ce travail de caractérisation des propriétés nuageuses devra se faire pour chaque régime synoptique identifié. Les saisons d'hiver et d'été seront caractérisées grâce aux régimes de l'Oscillation Nord Atlantique (NAO) (en collaboration avec le LSCE), tandis qu'un travail sur les régimes des saisons intermédiaires sera nécessaire. (3) Nous chercherons ensuite à comprendre comment ces propriétés typiques d’un régime sont perturbées. A régime fixé, nous tenterons de relier des anomalies de couverture nuageuse à des anomalies de température, et les périodes identifiées seront étudiées en détail pour comprendre quels sont les mécanismes qui permettent de passer d’une anomalie de l’un à une anomalie de l’autre : en d’autres termes, il s’agira d’estimer si le forçage radiatif de ces « anomalies nuageuses » peut conduire à l’anomalie de température détectée. Les comparaisons entre simulations et observations seront utiles pour analyser ces liens (existent dans les 2, ou uniquement dans l'un et pourquoi). Le travail de thèse pourra alors consister à réaliser de nouvelles simulations afin de mieux comprendre ces relations. / We characterize the seasonal and inter-annual variabilities of the clouds fraction profiles in both observations and simulation since they are critical to better assess the impact of clouds on climate variability. The spaceborne lidar onboard CALIPSO, providing cloud vertical profiles since 2006, is used together with a 23-year WRF simulation at 20 km resolution. A lidar simulator helps to compare consistently model with observations. The bias in observations due to the satellite under-sampling is first estimated. Then we examine the vertical variability of both occurrence and properties of clouds. It results that observations indicate a similar occurrence of low and high clouds over continent, and more high than low clouds over the sea except in summer. The simulation shows an overestimate (underestimate) of high (low) clouds comparing to observations, especially in summer. However the seasonal variability of the cloud vertical profiles is well captured by WRF. Concerning inter-annual variability, observations show that in winter, it is twice more important for high clouds than for low clouds, which is well simulated. In summer, the observed inter-annual variability is vertically more homogeneous while the model still simulates more variability for high clouds than for low clouds. The good behavior of the simulation in winter allows us to use the 23 years of simulation and 8 years of observations to estimate the time period required to characterize the natural variability of the cloud fraction profile in winter, i.e the time period required to detect significant anomalies and trends.

La thèse a porté sur l’étude des émissions radio aurorales de Jupiter, produites proche de la fréquence cyclotron électronique locale par Instabilité Maser Cyclotron, alimentée par des électrons résonants d’énergies de quelques keV, accélérés le long des lignes de champ magnétique de haute latitude.J’ai tout d’abord repris, validé et étendu le code de simulation SERPE (Simulateur d’Émissions Radio Planétaire et Exo–planétaire) développé au LESIA, qui permet de produire des spectres dynamiques des émissions radio visibles pour un observateur donné. J’ai effectué une étude paramétrique des simulations des émissions radio induites par Io afin de quantifier le rôle des principaux paramètres libres du code (fonction de distribution et énergie des électrons, modèle de champ magnétique, position de la ligne de champ magnétique active et altitude de la coupure ionosphérique). Cette étude a confirmé que les émissions Io sont correctement reproduites seulement lorsque le rayonnement est oblique par rapport aux lignes de champ magnétique, ce qui est simulé par SERPE grâce à des fonctions de distribution électronique de type cône de perte. J’ai également montré que (a) les paramètres qui contrôlent principalement la forme des émissions simulées dans le plan temps-fréquence sont le modèle de champ magnétique et l’énergie des électrons, et que (b) les simulations sont en excellent accord avec les observations, moyennant une fenêtre d’incertitude temporelle de ±2 heures.À l’aide de ce code, j’ai réalisé des simulations au long cours des émissions radio induites par Io, et de celles attendues pour Europe, Ganymède et Callisto. En comparant ces simulations à plusieurs années d’observations de Jupiter enregistrées avec les instruments Voyager/PRA et Cassini/RPWS (ponctuellement complétées par celles du réseau décamétrique de Nançay), j’ai prouvé l’existence d’émissions radio induites par Europe et Ganymède. L’étude statistique de ces émissions m’a permis d’établir leur propriétés moyennes (extension en fréquence, variabilité temporelle, et occurrence). Ce résultat ouvre un nouveau champ d’étude à distance, et au long cours, des interactions planète–satellites autres que Io–Jupiter.La comparaison de ces simulations avec les observations Juno/Waves m’a permis d’identifier sans ambiguïté les émissions radio induites par Io, ainsi que leur hémisphère d’origine (sans connaitre leur polarisation, non–mesurée par Juno/Waves), pour un observateur proche de l’équateur (cas de la Terre), comme a des latitudes plus hautes. Grâce à ces simulations, j’ai également montré que les émissions sont visibles seulement si l’ouverture de l’angle d’émission est supérieure à 70°±5°.Enfin, j’ai entamé une étude statistique de la distribution spatiale des sources radio aurorales traversées par la sonde Juno. J’ai ainsi cartographié les sources des diverses composantes (kilométriques à décamétriques) des émissions radio joviennes. La comparaison avec des modèles de champ magnétique récents, ainsi qu’avec des images UV (Juno/UVS et Hubble/STIS) m’a permis de démontrer une corrélation des émissions radio avec l’ovale auroral principal. / The thesis focused on the study of Jupiter's auroral radio emissions, produced close to the local electronic cyclotron frequency by Maser Cyclotron instability, powered by resonant electrons of energies of a few keV, accelerated along high magnetic field lines at high latitude.I first took over, validated and extended the simulation code ExPRES (Exoplanetary and Planetary Radio Emissions Simulator) developed at LESIA, which allows to produce dynamic spectra of visible radio emissions for a given observer. I performed a parametric study of simulations of radio emissions induced by Io in order to quantify the role of the main free parameters of the code (distribution function and energy of the electrons, magnetic field model, position of the active magnetic field line and altitude of the ionospheric cutoff). This study confirmed that Io emissions are correctly reproduced only when the radiation is oblique to the magnetic field lines, which is simulated by ExPRES through loss cone electronic distribution functions. I have also shown that (a) the parameters that mainly control the shape of the simulated emissions in the time-frequency plane are the magnetic field model and the electron energy, and that (b) the simulations are in excellent agreement with observations, with a time window of uncertainty of ± 2 hours.Using this code, I produced long-term simulations of radio emissions induced by Io, and those expected for Europa, Ganymede and Callisto. Comparing these simulations with several years of Jupiter observations recorded with the Voyager / PRA and Cassini / RPWS instruments (punctually supplemented by those of the Nançay decametric array), I proved the existence of radio emissions induced by Europa and Ganymede. The statistical study of these emissions allowed me to establish their average properties (extension in frequency, temporal variability, and occurrence). This result opens a new field of study, remotely and in the long-term, of the planet-satellite interactions other than Io-Jupiter.The comparison of these simulations with the Juno / Waves observations allowed me to unambiguously identify the radio emissions induced by Io, as well as their hemisphere of origin (without knowing their polarization, not measured by Juno / Waves), for an observer close to the equator (case of the Earth), as at higher latitudes. Thanks to these simulations, I have also shown that the emissions are visible only if the opening of the emission angle is greater than 70 ° ± 5 °.Finally, I began a statistical study of the spatial distribution of auroral radio sources traversed by the Juno probe. I thus mapped the sources of the various components (kilometer to HF) of Jovian radio broadcasts. Comparison with recent magnetic field models, as well as UV imagery (Juno / UVS and Hubble / STIS) allowed me to demonstrate a correlation of radio emissions with the main auroral oval.

Les galaxies sont des phares dans l'Univers qui nous permettent de comprendre l'évolution de la répartition dans l'Univers de la matière sous toutes ses formes. L'étude de ces galaxies à différentes époques permet de comprendre comment elles s'organisent à grande échelle (supérieures à la distance inter-galaxies) mais aussi comment elles se forment, et forment leurs étoiles.À notre époque cosmologique, les galaxies dans les environnements les plus denses (amas, groupes) présentent des propriétés bien différentes des galaxies dans les environnements moins denses. Cette bimodalité entre 1) des galaxies elliptiques, massives, vieilles et formant peu d'étoiles dans les environnements denses d'une part, et 2) des galaxies spirales, plus jeunes et en phase de formation stellaire intenses dans les environnements moins denses d'autre part, traduit des mécanismes d'évolution et de formation différents.L'étude des galaxies dans les amas révèle des indices "fossiles" sur une époque de dernière phase significative de formation stellaire à un redshift z~2, et pointe vers un épisode de formation stellaire synchrone dans les galaxies de l'amas, et dans de colossales proportions (~500 Masses solaires par an, à mettre en regard avec les taux de formation stellaire moyens observés dans l'Univers local de l'ordre de ~1-10 Masses solaires par an). Mais cette phase manque toujours d'une conclusion observationnelle directe, même si de récentes observations vont dans ce sens.Une voie possible pour la recherche des ces objets est de chercher à détecter leur émission dans l'infrarouge lointain, qui trace directement la formation stellaire. C'est ce qui a été réalisé à l'aide du satellite Planck. Des données Planck/HFI, une équipe en collaboration avec la notre a extrait 2151 candidats amas en phase de formation stellaire intense. Un suivi sur 228 candidats a été réalisé avec le télescope spatial Herschel/SPIRE, et a révélé des surdensités de sources rouges, compatible avec une distribution en redshift autour de z~2, et des taux de formation stellaire de l'ordre de 700 masses solaires par an.Pour mieux contraindre le redshift de ces candidats, et étudier leur contenu en étoiles, un autre suivi sur 80 candidats a été réalisé à l'aide de l'instrument IRAC sur le télescope spatial Spitzer. Mon travail porte principalement sur le traitement et l'analyse de ces données.Les longueurs d'onde de l'instrument IRAC (3.6 et 4.5 microns) sont en effet parfaitement adaptées pour détecter un pic caractéristique d'émission des populations stellaires, permettant une estimation du redshift et de la masse stellaire.Mon travail a révélé des surdensités de sources IRAC rouges (z>1.3) aux positions des sources SPIRE rouges (z~2, SFR~700Msol.an), compatibles avec des amas ou proto-amas en formation stellaire intense. Des estimations de redshifts photométriques et de masse stellaire montrent que ces objets sont compatibles avec les progéniteurs des amas locaux.Ces candidats nécessitent cependant une confirmation, notamment à l'aide de l'obtention de redshifts spectroscopiques. Ce travail a déjà commencé, et deux candidat ont déjà été confirmés à des redshifts de 2.15 et 2.36 à l'aide du 30m/IRAM. Des données obtenues avec les interféromètres ALMA et NOEMA ont révélé que l'émission SPIRE était dans certains cas originaires de plusieurs galaxies.Ces premiers résultats sont encourageants, mais une étude à d'autres longueurs d'onde (proche infrarouge) est aussi nécessaire pour mieux contraindre le contenu en masse de nos objets, ainsi que leur histoire de formation stellaire. Les données sont en parties déjà disponibles, et leur analyse a déjà commencé. / Galaxies are beacons in the Universe that allow us to understand the evolution of the distribution matter in all its forms. The study of galaxies at different epochs helps to understand how they organize at large scales (greater than inter-galaxies distance) but also how they formed, and formed their stars.At our cosmic epoch, galaxies that reside in the densest environments (clusters, groups) have very different properties compared to galaxies residing in less dense environments. This bimodality between 1) elliptical galaxies, massive, old and forming little stars in dense environments on the one hand, and 2) of spiral galaxies, younger and experimenting intense star formation in less dense environments indicates different evolutionary mechanisms and formation mechanisms.The study of galaxies in clusters reveals that they probably experimented intense star formation at redshifts z ~ 2, and points to a synchronous episode of star formation in the galaxies in the cluster, and of colossal proportions (~ 500 solar masses per year, to be compared with the average rate of star formation observed in the local Universe in the order of ~ 1-10 solar masses per year). But this phase still lack a direct observational conclusion, although recent observations in this direction.One possible way to search for these objects is to try to detect their emission in the far infrared, which traces directly star formation. This is what has been achieved with the Planck satellite. From Planck / HFI data, a team in collaboration with us extracted 2151 cluster candidates experimenting an intense star formation phase. A follow-up of 228 candidates was made with the space telescope Herschel / SPIRE, and revealed overdensities of red sources, compatible with a redshift distribution peaking around z ~ 2, and star formation rates of approximately 700 masses solar year.To better constrain the redshift of these candidates, study their contents in terms of stars, another follow-up on 80 candidates was conducted using the IRAC instrument on the Spitzer Space Telescope. My work focuses on the analysis and interpretation of such data.The wavelengths of the IRAC instrument (3.6 and 4.5 microns) are indeed tailored to detect a characteristic peak emission of stellar populations, to estimate the redshift and the stellar mass.My work revealed overdensities of red IRAC sources (z> 1.3) at the positions of the red SPIRE sources (z ~ 2 ~ 700Msol.an SFR), compatible with clusters or proto-clusters in an intense star formation phase. Estimates of photometric redshifts and stellar mass show that these objects are compatible with the progenitors of local clusters.These candidates, however, require confirmation, especially with obtaining spectroscopic redshifts. This work has already begun, and two candidates have already been confirmed at redshifts of 2.15 and 2.36 using the 30m / IRAM. Data obtained with the ALMA interferometer and NOEMA revealed that the SPIRE emission originates in some cases from several galaxies.These initial results are encouraging, but a study at other wavelengths (near infrared) is also needed to better constrain the content of our mass objects, and their star formation history. The data is already available on part of the smple, and analysis has begun.

In 1982 Fermilab experiment E623 took data in a search for high-mass boson resonances which decay into one or two ɸ mesons produced in 400 GeV/c proton-nuclei interactions. A hardware trigger selected 3.6 million events with identified K⁺K⁻ pairs. Here I report my study of events with ɸKπ in the final state and present the first evidence for K°*(2060) decaying into ɸKπ and ɸK°*(890). / Ph. D. / incomplete_metadata

Le domaine temporel est celui le moins exploré en astronomie [4]. À ce jour, les objets astronomiques connus variant avec les périodes les plus courtes sont les pulsars qui varient avec des périodes de quelques millisecondes. C'est pourquoi, une technique basée sur la théorie de Fourier est proposée pour détecter des objets qui varient avec des périodes extrêmement courtes (10* s et moins). Remarquez qu'il existe des indications que ces objets pourraient exister [10]. La distribution spectrale d'une source lumineuse variant avec une période très brève est donnée par la transformée de Fourier de la variation temporelle. Il en résulte que la distribution spectrale est modulée par une variation périodique fréquentielle. Durant la dernière décennie, des relevés {surveys) spectroscopiques ont été faits par le SDSS. La banque de données spectrales du SDSS-IIDR7 contient environ 2.5 millions de spectres, dont 700 000 étoiles, 1.4 million de galaxies et 200 000 quasars (et près de 100 000 spectres du ciel), lesquels sont accessibles au public. Pour analyser ces spectres, des techniques utilisant les transformées de Fourier et un logiciel de détection {Matlab) ont été développés. Comme le logiciel peut faire des fausses identifications, l'inspection visuelle des spectres extraits est requise. Les résultats obtenus (voir chapitre 4) montrent que pour certaines étoiles ordinaires, des modulations spectrales statistiquement significatives ont été découvertes. Pour les étoiles et les galaxies, les distributions statistiques obtenues sont compatibles avec celle de Rayleigh, mais pour les 23 quasars sortis les statistiques de petits nombres semblent biaiser cette compatibilité. Finalement, bien que la justification originale pour cette recherche consiste à découvrir des pulsateurs ultra-rapides, il n'en demeure pas moins qu'on peut également découvri

Lors de l’observation de mouvements, le système perception-action permet le couplage entre les représentations visuelle et motrice du mouvement observé. Ce couplage produit des effets de facilitation motrice qui pourraient être utilisés pour entraîner le système moteur chez différentes populations cliniques. Cette thèse se propose comme un pont entre la recherche fondamentale et l’utilisation clinique de l’observation d’actions. Son objectif principal était de vérifier si les effets produits par l’observation de mouvements simples pouvaient être reproduits en utilisant des mouvements de la vie courante. Pour ce faire, les effets de l’observation d’actions ont été étudiés chez des sujets sains à l’aide d’approches tenant compte des intérêts de la réadaptation. Cette thèse devait également fournir des données sur les différences dans la réponse à l’observation d’actions entre les individus et entre les méthodes utilisées pour la mesurer. Les résultats suggèrent que le système perception-action est surtout recruté lors de l’observation de mouvements peu familiers. Aussi, nos données indiquent que l’observation de mouvements de la vie courante peut produire des patrons de facilitation anatomiquement congruents avec les mouvements observés. Nos données montrent également que la magnitude et le patron de réponse sont très variables entre les individus. De plus, les effets mesurés peuvent dépendre de la méthode utilisée pour étudier l’observation d’actions. Ainsi, il ne semble pas y avoir de relation directe entre les marqueurs comportementaux et physiologiques de la facilitation motrice induite par l’observation d’actions. À l’instar de ce qui avait été montré lors d’études utilisant des mouvements simples, l’observation de mouvements de la vie courante peut produire un patron de facilitation où la représentation du mouvement observé est associée à sa représentation dans le répertoire moteur de l’observateur. Les importantes différences inter-individuelles dans les effets suggèrent que certains individus répondent plus facilement que d’autres à l’observation d’actions. Par conséquent, identifier quels patients sont susceptibles de bénéficier le plus de l’observation d’actions en réadaptation pourrait permettre une utilisation plus efficiente de cette approche. Nous proposons qu’une étape importante du passage de l’observation d’actions vers la réadaptation sera l’identification des marqueurs qui peuvent le mieux prédire les améliorations cliniques. / During action observation, the perception-action system is responsible for the coupling between the visual and motor representations of observed movement. This coupling induces motor priming effects that could be useful for training the motor system of different clinical populations. This thesis main objective was to test if the effect induced by the observation of simple movements could be obtained during the observation of everyday movements. In order to answer this question, the effect of action observation was studied in healthy subjects using approaches in line with the interests of the rehabilitation domain. Furthermore, we aimed at investigating inter-individual differences in the response to action observation and differences pertaining to the method used to measure this response. Results suggest that the perception-action system is recruited to a greater extend by unfamiliar actions. Our data also indicate that observation of everyday movements can produce anatomically congruent facilitation patterns. Importantly, the magnitude and the pattern of response to action observation greatly vary between individuals. Results also indicate that the facilitation effects can vary depending on the method used to study action observation. Indeed, there seem to be no relation between the behavioral and physiological markers of motor facilitation induced by action observation. Similar to what was shown in studies using simple movements, observing everyday movements can induce a pattern of motor facilitation where the visual representation of the observed movement is associated with its representation in the observer’s motor repertoire. The important inter-individual differences in the effects produced by action observation suggest that some individuals could respond more easily to action observation than others. Hence, identifying patients for whom rehabilitation using action observation could be the most beneficial could ensure a more efficient use of this approach. An important future step in the clinical use of action observation will be the identification of markers that could best predict the clinical improvements produced with action observation.

Ce mémoire détaille l'étude réalisée dans le milieu interstellaire environnant de quarante et une étoiles Wolf-Rayet récemment découvertes (Sharaet al. 2009), dans la Voie lactée. Les quarante et une étoile Wolf-Rayet, dont quinze sont de type WN et vingt-six sont de type WC, ont été analysées en utilisant des relevés d'observation obtenus grâce à différents instruments du domaine des ondes radio et de l'infrarouge. À la suite d'une analyse rigoureuse des étoiles étudiées, nous avons décidé de nous concentrer sur les six qui possédaient les paramètres physiques les plus précis. Les six candidates retenues sont : G298.6-0.14, G300.4-0.52, G303.4-0.72, G312.37-0.38, G318.82-0.48 et G321.95-0.19. Nous avons effectué une analyse spectrale de ces six objets pour les classifier selon leur émission thermique ou non thermique. Trois de ces objets ont déjà fait l'objet d'un rapport. Dans la présente étude, nous proposons de revenir sur ces six objets, mais de proposer une classification pour les trois autres (G298.6-0.14, G303.4-0.72 et GG312.37-0.38). Afin de comprendre davantage leur propriétés, nous les avons analysés en sous-regions. Nous avons réussi à classifier G303.4-0.72 comme un nouveau reste de supernova, et avons remarqué que G312.37-0.38 est composé d'un reste de supernova superposé avec une région thermique et G318.87 comme un nouvelle coquille identifiée autour d'une candidate WR. Une étude plus poussée est nécessaire afin de classifier plus adéquatement G298.6-0.14.

More than 80% of the stars in the Universe are expected to have initial masses below eight to ten times the mass of our sun. These low mass stars, including our sun, become cool red giants during one of the final evolutionary stages of their life: the Asymptotic Giant Branch (or AGB) phase. AGB stars are among the main producers of carbon and heavy (s-process) elements in the Universe. These elements are synthesized inside the star and mixed to the stellar atmosphere where stellar winds are responsible for the loss of more than 50% of the stellar mass, hence, AGB stars are strong polluters of the interstellar medium. The ejected material can clump together into dusty particles which may serve as ingredients for the birth of new stars and planets. When most of the AGB stellar envelope is lost, the AGB star stops releasing nuclear energy from interior processes and swaps its giant face for a planetary nebulae look, whereafter it fades away as a white dwarf.<p><p>The dredge-up of carbon and s-process elements into the AGB atmosphere causes an important chemical anomaly among them: initial oxygen-rich stars (M stars) are transformed into carbon-rich stars (C stars). As a consequence, a group of oxygen-rich AGB stars exists which makes the transition between M and C stars. These transition stars are classified as S.<p><p>Although AGB stars are identified as producers of heavy elements, their nucleosynthesis and mixing processes are weakly constrained due to large uncertainties on their estimated temperature, gravity and chemical composition. Stronger constraints on the atmospheric parameter space, hence interior processes, of AGB stars can be obtained by investigating the atmosphere of S stars. Since they are transition objects on the AGB, they trace the rise of the s-process. S stars are less numerous than C stars, but their optical spectra are brighter making it easier to identify atomic and molecular lines. Therefore, S stars belong to the most interesting objects along the AGB to perform this task.<p><p><p><p>From a practical point of view, the spectra of S stars are extremely difficult to study since they are dominated by different, overlapping molecular bands, and the spectral shape may vary strongly from star to star due to their transition status. Therefore, tailored model atmospheres for S stars are of utmost importance to understand the spectroscopic, and even photometric, changes in terms of variations in the atmospheric parameters. A comparison between the models and observations aims not only at constraining the atmospheric parameter space of S stars, it will also test the reliability of 1D state-of-the-art model atmospheres for such complex stars.<p><p><p><p>From an evolutionary point of view, the S-star family is contaminated with stars who gained their atmospheric enrichment in heavy elements from a companion star. Evidences were found that these binary S stars are not at all located on the AGB, hence, they are labelled as extrinsic S stars while S stars on the AGB are labelled as intrinsic. The difference in evolutionary stages between intrinsic and extrinsic S stars was already found 20 years ago, however, a separation in terms of surface temperature, gravity and chemical composition is not well-established due to the lack of S-star model atmospheres. Such a distinction in atmospheric parameters will facilitate the discovery of these intruders and even help to calibrate stellar evolutionary models of single and binary stars.<p>To achieve these goals, the first step consists in the construction of a grid of model atmospheres for S stars. The grid will be used to quantify the influence of atmospheric parameters on the model structure and emergent flux. These results will be analyzed to derive precise atmospheric parameters of observed S stars, using a set of well-defined photometric and spectroscopic indices. Once the best model atmosphere has been selected for all observed S stars, their atmospheric parameters will be discussed in view of their evolutionary stage. The best-fitting model atmosphere will also be used to derive abundances from spectral syntheses. The abundance profiles are compared with stellar evolution model prediction to constrain nucleosynthesis and mixing processes inside S stars. Derived abundances of unstable elements will be used to estimate, for the first time, the age of AGB stars. Finally, their abundance profile will be discussed as a function of their time spent on the AGB. / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

published_or_final_version / abstract / Mathematics / Master / Master of Philosophy

Protoplanetary discs set the initial conditions for planet formation. By combining observations with detailed modelling, it is possible to constrain the physics and chemistry in such discs. I have used the detailed thermo-chemical disc model ProDiMo to explore the characteristics of the gas in protoplanetary discs, particularly in Herbig Ae objects. I have assessed the ability of various observational data to trace the disc properties. This has involved a number of different approaches. Firstly I compute a series of disc models with increasing mass, in order to test the diagnostic powers of various emission lines, in particular as gas mass tracers. This approach is then expanded to a large multiparameter grid of ~ 10 5 disc models. I have helped to develop a tool for analysing and plotting the huge quantity of data presented by such a model grid. Following this approach I move on to a detailed study of the Herbig Ae star HD 163296, attempting to fit the large wealth of available observations simultaneously. These include new Herschel observations of the far-infrared emission lines, as well as interferometric CO observations and a large number of continuum data. This study addresses the topical issues of the disc gas/dust ratio, and the treatment of the disc outer edge. It explores the effects of dust settling, UV variability and stellar X-ray emission on the disc chemistry and line emission. There is possible evidence for gas-depletion in the disc of HD 163296, with the line emission enhanced by dust settling, which would indicate a later evolutionary stage for this disc than suggested by other studies. Finally, I work to improve the treatment of the gas heating/cooling balance in ProDiMo, by introducing a non-LTE treatment of the atomic hydrogen line transitions and bound-free continuum transitions. I explore the effects of this on the disc chemical and thermal structure, and assess its impact in terms of the observable quantities.