Parmi la diversité des types microstructuraux que l'on peut trouver dans les coquilles des Mollusques, les architectures entrecroisées (lamellaire-croisé, lamellaire-croisé complexe, folié-croisé) sont de loin les plus abondantes. Mais elles restent, de par leurs organisations tridimensionnelles complexes, peu documentées : la majorité des études de biominéralisation, et les différents modèles qui en découlent, sont en effet essentiellement basés sur des architectures plus simples (telles que les couches nacrées ou prismatiques). Or il convient, si l'on souhaite aboutir à une meilleure compréhension des mécanismes fondamentaux qui dirigent la minéralisation de ces biocarbonates, de vérifier dans quelle mesure les modèles développés à partir de coquilles "simples" sont aussi applicables à des organisations microstructurales plus complexes. Cette étude se focalise donc sur les couches entrecroisées des coquilles de quelques Mollusques, dans le but de mettre en évidence les différents niveaux du contrôle biologique que l'organisme exerce sur leur formation et leur croissance. À cette fin, des techniques de caractérisation in-situ des assemblages organiques sont privilégiées, en relation étroite avec l'analyse des organisations microstructurales et des mécanismes de biocristallisation à fine échelle. Quelques aspects de la diagénèse de ces microstructures seront aussi abordés, à travers l'étude de coquilles fossiles de Patella sp (~100 ka) et Velates perversus (~50 Ma).

Sedimentological and biostratigraphic investigations onshore Lebanon coupled with 2D offshore reflection seismic data allowed proposing a new Mesozoic-Present tectono-stratigraphic framework for the northern Levant Margin and Basin. The seismic interpretation supported by in-depth facies analysis permitted to depict the potential depositional environments offshore Lebanon as no well has yet been drilled. The Levant region has been affected by successive geodynamic events that modified the architecture of its margin and basin from a Late Triassic to Middle Jurassic rift into a Late Cretaceous subduction followed by collision and Miocene-Present strike slip motion. The interplay between major geodynamic events as well as sea level fluctuations impacted on the sedimentary infill of the basin. During Jurassic and Cretaceous, the Levant Margin is dominated by the aggradation of a carbonate platform while deepwater mixed-systems prevailed in the basin during the Oligo-Miocene, three major sedimentary pathways are expected to drive important quantities of clastic material into the Levant Basin: (1) canyons along the Levant Margin, (2) the Latakia region (coastlal Syria) and (3) the Nile Deep sea cone. Regional drainage system analysis was performed to estimate the contribution of the different sediment sources to the infill of the basin. A numerical stratigraphic forward model, Dionisos, was used to test the Middle-Late Miocene source-to-sink scenarios permitting to better assess the plausibility of the expected sedimentary volumes for each source through a comparison with actual drainage systems

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Vénus, bien que de taille et de masse très similaire à la Terre, se révèle en fait un monde infernaloù la température de surface atteint 700 K et la pression s’élève à 92 bars. De plus, l’atmosphèreest principalement composée de dioxyde de carbone (à plus de 90 %). Bien que le corps solide aitune période de rotation très lente et rétrograde, l’atmosphère est elle en superrotation avec unepériode de quatre jours environ au sommet des nuages, avec des vents zonaux pouvant atteindre100 m/s. Observée dans le visible, Vénus ne laisse pas voir sa surface, cachée sous d’épais nuagesd’acide sulfurique qui couvrent en permanence l’intégralité de la planète. Ces nuages jouent unrôle très important dans l’atmosphère vénusienne car ils sont fondamentaux dans le bilan radiatifde la planète de par leur opacité et leur albédo élevé mais aussi dans les cycles chimiques denombreuses espèces, notamment celui du soufre.Arrivée en orbite en avril 2006, la mission européenne Venus Express avait pour objectif d’étudieren détail l’atmosphère de la planète. Parmi ses instruments se trouvait le spectromètre SPICAVdont le canal infrarouge permettait de mesurer le degré de polarisation linéaire de la lumièrediffusée par les nuages. Cette thèse vise à l’exploitation de données acquises par SPICAV-IR quia fonctionné jusqu’à la fin de la mission Venus Express en 2014. Nous présentons la planète Vénuset plus particulièrement les propriétés des nuages qui l’entourent. Nous nous intéresseronsà la polarisation produite par la diffusion de la lumière dans les nuages avant d’expliquer commentSPICAV-IR la mesure. Nous présentons notre modèle de transfert de rayonnement prenanten compte la polarisation et nous analyserons les gloires observées par SPICAV-IR afin de caractériserles propriétés des nuages. Enfin, nous nous intéresserons à la variabilité spatiale des brumessituées au dessus des nuages. / Venus is quite similar to Earth in terms of mass and radius, but it appears to be a hellish planetwith surface temperature reaching 700 K and pressions up to 92 bars. The atmosphere is mostlycomposed of carbon dioxyde and despite a slow retrograde rotating solid body, the atmosphereis in superrotation with a period of about four days and zonal winds reaching 100 m/s at cloudtop level. In visible light, the surface is always hidden by thick decks of clouds mostly madeof sulfuric acid. These clouds are very important in venusian climate as they play a key role inthe radiative balance of the planet because of their opacity and their high albedo and also in thechemical cycles of sulfur especially.In orbit since 2006, the European space agency’s probe Venus Express had the objective tostudy the atmosphere and clouds of Venus. Amongst its instruments was the SPICAV spectrometerwhich infrared channel had the ability to measure the degree of linear polarisation fromthe light scattered by the clouds. This thesis aims to study these observations acquired by SPICAVIRuntil the end of the mission in 2014.We will introduce the planet Venus with a particular focuson the cloud layers. We will then cover the principles of the polarisation of light through scatteringby cloud particles before we introduce the measurement of polarization by our instrument.We also introduce the radiative transfer model taking into account polarization and apply it tothe observations of a phenomenon called glory which allows to characterize the properties of thecloud droplets. We will then invesigate the variability of the haze layers lying above the maincloud deck.

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.

L'exploration planétaire utilise des robots à roues depuis plusieurs années maintenant. Cependant, même si elles ont du succès, ces missions spatiales sont limitées à des terrains relativement plats et sédimentaires. Les zones explorées sont très intéressantes, mais elles le sont moins au point de vue de la recherche de traces potentielles de vie lorsqu'elles sont comparées à certains endroits plus risqués. Il est entendu que les agences spatiales ne peuvent prendre le risque d'envoyer des véhicules au coût important dans ces zones à la géologie peu commune. C'est pourquoi l'exploration spatiale évoluera peut-être vers l'utilisation de petits robots à faible coût assez agiles pour explorer ces terrains riches en informations géologiques. La recherche de vie sur Mars pour expliquer notre existence fait rêver. Les contraintes de cette mission sont cependant nombreuses puisque la planète n'est pas très hospitalière. Après avoir examiné plusieurs options, le Laboratoire de robotique de l'Université Laval a développé un petit robot marcheur inspiré des insectes. Ce mémoire décrit les étapes de design que la plateforme tout-terrain a franchies, soient l'analyse, la conception, la fabrication et l'expérimentation. Le système a traversé ce processus rigoureux avec succès, mais a toujours besoin d'améliorations. C'est là tout l'intérêt du projet, envoyer un robot parfaitement fonctionnel et autonome sur Mars pour parcourir aisément cette planète qui a tant de secrets à découvrir.

Série du Dogger au Néocomien, molasse miocène et dépôts quaternaires. Zone plissée et chevauchante, affectée par des abaissements d'axe. Convergence du drainage karstique vers la zone structuralement la plus basse, transversale par rapport aux plis. Étude d'une retenue collinaire

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