Le sujet de cette thèse est la phase d'accrétion emballée du gaz lors de la formation des planètes géantes, au moyen de simulations hydrodynamiques. Une planète de la masse de Jupiter est simulée au sein d'un disque circumstellaire autour d'une étoile de masse solaire. Grâce aux grilles emboitées du code JUPITER, le voisinage de la planète est résolu suffisamment pour étudier le disque circumplanétaire. Des simulations 3D localement isothermes révèlent que l'accrétion est un processus fondamentalement tridimensionnel, avec 90% du gaz accrété verticalement à travers le sillon ouvert par la planète, via une circulation méridienne entre les disques circumstellaire et circumplanétaire. Le taux d'accrétion est mesuré à partir de simulations sans viscosité, en accord avec les conditions qui règnent dans l'environnement planétaire. On trouve que Jupiter doublerait sa masse en un demi million d'années durant cette phase emballée, ce qui est similaire au temps de dispersion du disque, et pourrait donc expliquer la rareté des exoplanètes très massives (plus de 3 masses de Jupiter). En ajoutant les effets thermiques au code Jupiter, nous avons réalisé des simulations radiatives, avec des températures plus réalistes. Celles-ci montrent que la température de la planète influence fortement les propriétés de la matière circum-planétaire : même une planète assez massive pour ouvrir un sillon ne peut former qu'une enveloppe planétaire supportée par la pression si sa température est élevée (~13000 K), comme une planète de faible masse. Au contraire, dans les simulations où la température au voisinage de la planète est bornée à 1000-2000 K, un disque circum-planétaire se forme. / This thesis is focusing on the runaway gas accretion phase of giant planet formation with hydrodynamic simulations. A Jupiter-mass planet is simulated embedded in a circumstellar disk around a Solar-mass star. Thanks to the JUPITER-code nested meshing technique, the planet vicinity is resolved with high resolution allowing to study the circumplanetary disk formed around the giant planet. Isothermal, 3-dimensional simulations revealed that the accretion is truly 3D process, with 90% of the gas accreted from the vertical direction through the planetary gap. This vertical influx is part of a meridional circulation between the circumstellar and circumplanetary disks. The accretion rate to planet was determined from inviscid simulation, in order to account for the presumably low viscosity environment in the forming planet’s vicinity. In this inviscid limit, the mass doubling time in the runaway phase can be as long as half a million years, competing with the gas dispersal timescale, hence providing a possible solution for the missing population of massive (>3 Jupiter-mass) giant planets. Incorporating the thermal effects into the JUPITER-code, radiative simulations with more realistic temperature information were carried out as well. These simulations revealed that the planetary temperature greatly determines the properties of the circumplanetary material. Even a gap-opening giant planet could only form a circumplanetary, pressure-supported envelope, if the planet temperature is high (~13,000 Kelvin), similarly to low-mass planets. In contrary, in the simulations were the central temperatures were capped at 1000-2000 Kelvins, circumplanetary disks were formed.

L'exosphère d'un objet planétaire est la région de transition entre l'environnement dominé par cet objet (son atmosphère ou sa surface) et celui dominé par tout autre objet, que ce soit une planète ou une étoile. Mon travail de recherche, au cours des dix dernières années, a consisté à modéliser et observer diverses exosphères de notre système solaire, notamment celle de Mars et de Mercure. Au cours de cette soutenance, j'illustrerai en quoi consiste une exosphère, ce que l'on peut apprendre sur l'évolution d'un objet planétaire lorsque l'on s'intéresse à son exosphère et ce qui reste à faire pour progresser dans ce domaine, d'une part au niveau théorique et d'autre part au niveau instrumentale.

Le travail de thèse porte sur l'analyse des spectres infrarouges thermiques de l'atmosphère de Titan enregistrés par l'instrument CIRS (Composite InfraRed Spectrometer), à bord de la sonde Cassini. L'objectif est d'inverser les distributions verticales de la température et des abondances des espèces minoritaires entre 100 et 500 km à plusieurs latitudes afin d'en étudier les variations latitudinales. L'instrument CIRS est un spectromètre infrarouge à transformée de Fourier observant dans la gamme spectrale 10-1400 cm-1 qui présente de nombreuses signatures dues aux bandes de rotation-vibration de CH4, C2H2, C2H4, C2H6, CH3C2H, C3H8, C4H2, C6H6, HCN, HC3N et CO2. Les intensités de ces bandes dépendent à la fois de la température et de l'abondance de ces constituants. Il est donc nécessaire de connaître le profil de température avant de déduire les abondances des différents constituants. Le profil de température est déduit de l'intensité de la bande v4 de CH4 centrée à 1305 cm-1. En effet, l'abondance de CH4 est connue et a été mesurée in situ par la sonde Huygens. En utilisant cette abondance et en modélisant les spectres observés, il est possible d'en déduire la température. Pour cela, nous utilisons un code d'inversion qui résout l'équation de transfert radiatif en utilisant simultanément plusieurs spectres acquis avec une géométrie au limbe et au nadir et sondant différentes altitudes. Il est ainsi possible d'inverser le profil de température à une latitude donnée entre 100 et 500 km. J'ai effectué ce travail pour cinq latitudes : 56°S, 13°S, 56°N, 82°N et 83°N. J'ai ensuite utilisé ces profils de température inversés pour déduire, aux mêmes latitudes, les profils d'abondance des molécules minoritaires citées ci-dessus qui émettent principalement dans la gamme 600-1100 cm-1. J'utilise un algorithme d'inversion combinant à la fois les spectres au limbe et au nadir afin d'en déduire les profils d'abondance des molécules citées ci-dessus (hormis CH4). Une comparaison avec les observations précédentes (sonde Voyager et observations au sol) et les prédictions des modèles photochimiques a été réalisée. Enfin, la dernière partie de mon travail de thèse est consacrée à l'étude des rapports isotopiques 13C/12C et 15N/14N dans le HCN, ainsi que le rapport D/H mesuré dans C2H2. Les résultats obtenus pour différentes latitudes, ainsi que leurs implications concernant l'atmosphère de Titan sont présentés.

Ces travaux de thèse traitent de l'étude et de la validation d'un spectromètre gamma pour la mesure de la composition chimique des surfaces planétaires et ont été appliqués à la préparation d'une mission vers la planète Mercure. Ils ont permis de caractériser les performances d'un concept d'instrument basé sur un cristal de germanium ultra-pur (HPGe) refroidi activement à température cryogénique. Deux aspects critiques ont été particulièrement étudiés en liaison avec l'environnement extrême rencontré dans le Système Solaire interne. D'abord une caractérisation expérimentale et numérique des dommages radiatifs causés par les particules solaires dans les cristaux de germanium a été réalisée et a conduit à établir une procédure de récupération des performances. D'autre part, un modèle thermique numérique de l'instrument ainsi que des essais sur une maquette thermique ont été réalisés et valident le concept thermique de l'instrument.

L'étude de l'atmosphère de la planète Mars repose sur la compréhension de sa structure thermique et du cycle de ses aérosols (poussière minérale et glace d'eau). Pour cela, une méthode de choix est l'utilisation d'un modèle de climat général, comparé aux observations satellite. Dans cette thèse, j'emploie le modèle de climat du Laboratoire de Météorologie Dynamique (LMD), en incluant tout d'abord un schéma de microphysique de la glace d'eau, ce qui permet de mieux reproduire les observations satellite du cycle de l'eau martien. Je poursuis cette étude en mettant en place un schéma d'assimilation de données pour le modèle du LMD. L'assimilation de données est une technique permettant d'estimer l'état atmosphérique grâce à une combinaison optimale d'un modèle et d'observations. L'objectif est d'assimiler des observations de profils verticaux de température, poussière, et glace de l'instrument Mars Climate Sounder avec une méthode de filtre de Kalman d'ensemble. L'assimilation de la température seule montre la nécessité d'estimer la présence et la quantité de poussière au moyen des covariances de l'ensemble pour diminuer le biais entre modèle et observations. L'assimilation conjointe des profils verticaux de température, poussières, et glace d'eau montre que les limitations de l'assimilation sont dues aux biais du modèle : phasage de l'onde de marée thermique, observations de variations diurnes inexpliquées de la poussière, mauvaise prédiction sur l'emplacement des nuages de glace d'eau, et un biais froid du modèle sous le niveau de 100 Pa. Toutefois, l'estimation de la poussière permet une prédictibilité du modèle jusqu'à plus d'une dizaine de jours dans cas les plus favorables. / The study of the atmosphere of Mars is based on the understanding of its thermal structure and the cycle of its aerosols (airborne dust and water ice). To do so, one preferred method is the use of a global climate model, compared to satellite observations.In this thesis, I employ the Laboratoire de Météorologie Dynamique (LMD) global climate model, first including a microphysical scheme of water ice clouds, resulting in a better reproduction of satellite observations of the Martian water cycle.I continue this study with the setup of a data assimilation scheme for the LMD model. Data assimilation is a technique that estimates the atmospheric state using an optimal combination of a model and observations. The goal is to assimilate observations of vertical profiles of temperature and aerosols from the instrument Mars Climate Sounder with an ensemble Kalman filter technique. The assimilation of temperature only shows the necessity to estimate dust using the ensemble covariances in order to decrease the bias between model and observations. The joint assimilation of vertical profiles of temperature, dust, and water ice shows that the assimilation performance is limited due to model biases: an incorrect phasing of the thermal tide, unexplained observed dust diurnal variations, a wrong prediction of water ice clouds location, and a model cold bias for temperatures below 100 Pa. However, dust estimation makes possible the predictability of the atmosphere, up to around ten days in the most favorable cases.

Cette thèse traite de l'étude des mécanismes de formation et de la composition d'équivalents d'aérosols de Titan, appelés tholins. L'étude de la phase gazeuse a permis d'identifier différents précurseurs d'aérosols, en particulier des espèces azotées telles que les imines et les nitriles, qui pourraient être un premier pas dans la transition gaz-solide. L'étude des propriétés infrarouge des tholins permet de fournir la dépendance en fonction de la longueur d'onde (du lointain au moyen infrarouge) de l'absorption des tholins. L'étude de la composition chimique des aérosols a permis de remonter à leur structure polymérique des tholins et de détecter la présence d'azote en grande quantité dans leur structure. La dernière partie de cette thèse comporte également une comparaison entre la chimie induite par différentes sources d'énergie De manière générale, cette thèse propose lorsqu'elle est possible une comparaison entre les données obtenues en laboratoire et les observations de Titan.

Sur Terre, les régions périglaciaires ayant un pergélisol riche en glace peuvent enregistrer les changements climatiques globaux. Ce pergélisol contenant 50-80 % de glace en volume s'est formé lors des grandes périodes glaciaires du Pléistocène. Par la suite, ce pergélisol riche en glace a subi une dégradation intense lors de réchauffements climatiques globaux au début de la période interglaciaire de l'Holocène.La planète Mars comporte un pergélisol à l'échelle planétaire dont la formation serait associée à des changements climatiques globaux provoqués par des variations chaotiques de son orbite durant les derniers millions d'années. La région d'Utopia Planitia située dans les moyennes latitudes nord de Mars présente différents modelés de surface (“ scalloped depressions ”, polygones, cavités à la jonction des polygones) interprétés comme s'étant formés à partir d'un pergélisol contenant potentiellement une grande quantité de glace. De la même manière que sur Terre, ce pergélisol a pu enregistrer les derniers changements climatiques globaux survenus sur Mars.Cette thèse propose d'étudier comparativement l'impact des changements climatiques sur le paysage des régions périglaciaires sur Terre et sur Mars. Dans ce but, nous avons conduit des études sur le terrain des processus et des modelés périglaciaires en Yakoutie Centrale (Sibérie) et dans le delta du Mackenzie (Canada) associées à une étude géomorphologique à haute résolution des modelés d'Utopia Planitia.Notre étude montre que l'ensemble des modelés d'Utopia Planitia est similaire en morphologie, taille et association spatiale à celui de la Yakoutie Centrale et du delta du Mackenzie (lacs thermokarstiques, polygones, mares à la jonction des polygones) indiquant que la région présenterait un pergélisol riche en glace. Le pergélisol serait composé de sédiments stratifiés et dont l'âge de formation minimale est estimé entre ~ 5 et 100 Ma. Le pergélisol contiendrait un volume de glace important (≥ 50 % en volume) sur une épaisseur de ~ 70 m.De part ses caractéristiques, ce pergélisol aurait une origine syngénétique : sa formation serait le résultat d'une accumulation importante de sédiments au sein du bassin d'Utopia Planitia sous des conditions froides permettant le gel in-situ des sédiments. Les sédiments peuvent avoir été déposés par des vallées de débâcles provenant d'Elysium Mons et/ou par une activité éolienne importante. Par ailleurs, la formation synchrone d'une calotte de glace régionale près d'Utopia Planitia lors de périodes de moyenne obliquité (~ 35°) de Mars pourrait avoir induit un dépôt éolien préférentiel dans Utopia Planitia.Par la suite, le pergélisol riche en glace aurait subi une dégradation régionale importante entre ~ 5 et 10 Ma. Ce thermokarst aurait été déclenché par une insolation accrue lors de périodes de haute obliquité (~ 45°) de Mars. L'augmentation des températures aurait provoqué une déstabilisation thermique du pergélisol entraînant une sublimation de la glace, modifiant profondément le paysage de la région.Ainsi, les variations importantes de l'obliquité de Mars ont généré des changements climatiques globaux qui ont permis la formation et la dégradation du pergélisol riche en glace d'Utopia Planitia entre ~ 5 et 10 Ma. / On Earth, periglacial regions where an ice-rich permafrost is present provide a record of global climate changes. For example, the ice-rich permafrost (50-80 % of ice by volume) that occurs in Central Yakutia (Siberia) and in the Mackenzie River Delta (Canada) was formed during the glacial periods of the Pleistocene. This permafrost was subsequently degraded during global warming at the early Holocene interglacial period.Global and possibly ice-rich permafrost occurs on Mars as well. It is thought to be the product of obliquity-driven and relatively recent global climate change (i.e. dozens of Ma). Utopia Planitia, situated in the northern mid-latitudes, is dotted with possible periglacial landforms (scalloped depressions, polygons and polygon-junction pits) that could indicate the presence of an ice-rich permafrost. Similarly to Earth, this permafrost could be marker of recent global climate changes.This thesis focuses on the impact of global climate changes on the periglacial regions of Earth and Mars. With this aim in view, we conducted (i) field studies of the periglacial processes and landforms in the Central Yakutia (Siberia) and in the Mackenzie River Delta (Canada) and, (ii) a geomorphological study (based on high-resolution images) of the putative-periglacial landforms of Utopia Planitia.Our study shows that the assemblage of landforms in Utopia Planitia share traits of form, scale and spatial association with the landforms of the Central Yakutia and of the Mackenzie Delta (thermokarst lakes, polygons and polygon-junction ponds) indicating that Utopia Planitia has an ice-rich permafrost. The permafrost is composed of stratified sediments ~ 70 m thick with a high ice-content (possibly ≥ 50 % by volume).The permafrost appears to have a syngenetic origin: it was formed by an accumulation of sediments in the basin of Utopia Planitia under cold climate conditions that leaded to the in-situ freezing of the sediments. The sediments could have been deposited by outflow valleys from Elysium Mons and/or by an eolian activity. With regard to the latter, the synchronous formation of a possible regional ice-sheet near Utopia Planitia during medium-obliquity (~ 35°) periods of Mars could have induced a preferential eolian deposition in Utopia Planitia.Subsequently, the ice-rich permafrost was regionally degraded between ~ 5 and 10 Ma. The thermokarst was triggered by an increase of insolation during high-obliquity (~ 45°) periods of Mars. The increase of temperature caused the thermal destabilization of the permafrost inducing the sublimation of ground-ice, deeply modifying the landscape.Thus, important obliquity variations of Mars caused global climate changes that could have induced the formation and the degradation of the ice-rich permafrost of Utopia Planitia between ~ 5 and 10 Ma.

Dans cette thèse, nous analysons les phénomènes météorologiques régionaux révélés par les récentes missions martiennes. L'approche est numérique et observationnelle : nous avons construit un modèle météorologique méso-échelle complet pour la planète Mars, dont les applications potentielles sont nombreuses, et réalisé une cartographie à haute résolution de la pression de surface en nous appuyant sur les données du spectro-imageur OMEGA à bord du satellite Mars Express. Nous nous concentrons notamment sur les intenses circulations atmosphériques au voisinage des volcans, canyons et cratères martiens. Nous analysons également l'activité météorologique régionale des plaines martiennes, bien plus marquée que ne l'indique l'analyse synoptique. Les mouvements convectifs dans la couche limite martienne sont étudiés. Mars apparaît comme un environnement propice à d'intenses phénomènes météorologiques régionaux.

Sur Terre, les régions périglaciaires ayant un pergélisol riche en glace peuvent enregistrer les changements climatiques globaux. Ce pergélisol contenant 50-80 % de glace en volume s'est formé lors des grandes périodes glaciaires du Pléistocène. Par la suite, ce pergélisol riche en glace a subi une dégradation intense lors de réchauffements climatiques globaux au début de la période interglaciaire de l'Holocène.La planète Mars comporte un pergélisol à l'échelle planétaire dont la formation serait associée à des changements climatiques globaux provoqués par des variations chaotiques de son orbite durant les derniers millions d'années. La région d'Utopia Planitia située dans les moyennes latitudes nord de Mars présente différents modelés de surface (" scalloped depressions ", polygones, cavités à la jonction des polygones) interprétés comme s'étant formés à partir d'un pergélisol contenant potentiellement une grande quantité de glace. De la même manière que sur Terre, ce pergélisol a pu enregistrer les derniers changements climatiques globaux survenus sur Mars.Cette thèse propose d'étudier comparativement l'impact des changements climatiques sur le paysage des régions périglaciaires sur Terre et sur Mars. Dans ce but, nous avons conduit des études sur le terrain des processus et des modelés périglaciaires en Yakoutie Centrale (Sibérie) et dans le delta du Mackenzie (Canada) associées à une étude géomorphologique à haute résolution des modelés d'Utopia Planitia.Notre étude montre que l'ensemble des modelés d'Utopia Planitia est similaire en morphologie, taille et association spatiale à celui de la Yakoutie Centrale et du delta du Mackenzie (lacs thermokarstiques, polygones, mares à la jonction des polygones) indiquant que la région présenterait un pergélisol riche en glace. Le pergélisol serait composé de sédiments stratifiés et dont l'âge de formation minimale est estimé entre ~ 5 et 100 Ma. Le pergélisol contiendrait un volume de glace important (≥ 50 % en volume) sur une épaisseur de ~ 70 m.De part ses caractéristiques, ce pergélisol aurait une origine syngénétique : sa formation serait le résultat d'une accumulation importante de sédiments au sein du bassin d'Utopia Planitia sous des conditions froides permettant le gel in-situ des sédiments. Les sédiments peuvent avoir été déposés par des vallées de débâcles provenant d'Elysium Mons et/ou par une activité éolienne importante. Par ailleurs, la formation synchrone d'une calotte de glace régionale près d'Utopia Planitia lors de périodes de moyenne obliquité (~ 35°) de Mars pourrait avoir induit un dépôt éolien préférentiel dans Utopia Planitia.Par la suite, le pergélisol riche en glace aurait subi une dégradation régionale importante entre ~ 5 et 10 Ma. Ce thermokarst aurait été déclenché par une insolation accrue lors de périodes de haute obliquité (~ 45°) de Mars. L'augmentation des températures aurait provoqué une déstabilisation thermique du pergélisol entraînant une sublimation de la glace, modifiant profondément le paysage de la région.Ainsi, les variations importantes de l'obliquité de Mars ont généré des changements climatiques globaux qui ont permis la formation et la dégradation du pergélisol riche en glace d'Utopia Planitia entre ~ 5 et 10 Ma.

Cette thèse s'inscrit dans le cadre de l'expérience de spectrométrie de masse d'ions secondaires à temps de vol, COSIMA, se trouvant à bord de la mission européenne cométaire Rosetta. Cet instrument a pour vocation de collecter puis de mesurer la nature chimique des grains de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. L'objectif de ma thèse est de préparer et de faciliter l'interprétation des spectres de masse de COSIMA, et plus particulièrement de leur composante organique réfractaire. Pour cela, à partir d'un instrument de laboratoire conçu spécialement pour présenter des caractéristiques instrumentales similaires à COSIMA, les spectres de masse de deux familles de composés purs (hétérocycles azotés et acides carboxyliques) ont été mesurés. Ces données ont été qualifiées en tant que spectres de masse de référence utilisables par l'équipe COSIMA. Cette base de données est le point de départ de la recherche de marqueurs permettant la distinction des molécules constituées d'atomes particuliers. Deux marqueurs ont été trouvés. Néanmoins ils sont à manipuler avec prudence compte tenu des biais pouvant être induits par la présence de minéraux au sein des grains ou de contaminants sur les cibles d'analyse. L'analyse d'analogues de la matière organique cométaire a également été effectuée. Il en ressort que les mesures réalisées avec COSIMA peuvent présenter des biais importants. L'identification des polymères de HCN en est d'ailleurs compromise. Toutefois, l'analyse d'un grain de la météorite de Murchison montre que la distinction entre les composantes minérale et organique est facilement réalisable. De plus, les signatures de composés clés comme l'hexaméthylènetétramine ou le polyoxyméthylène (POM) sont clairement identifiables dans le mode positif de l'instrument. Le POM étant thermiquement instable, une étude cinétique de sa dégradation thermique a été réalisée en vue de contraindre la stratégie opérationnelle à adopter pour sa détection. Pour maximiser les chances de le détecter dans les grains cométaires, les analyses par COSIMA doivent être effectuées dans les quinze jours après la collecte des grains.