Dans les zones aurorales, d'importantes quantités d'énergie sont déposées dans la haute atmosphère terrestre par les particules énergétiques et par les champs électriques d'origine magnétosphérique. Ces entrées d'énergie, très variables dans le temps et l'espace, s 'ajoutent à l'énergie déposée par le rayonnement EUV et UV solaire, prlncipale source d'énergie de la thermosphère des moyennes latltudes . Elles peuvent modifier la composition et la circulation de l'atmosphère neutre et ionisée au dessus de 90 Km d'altitude environ. La technique de diffusion incohérente, avec les radars de Chatanika en Alaska et EISCAT en Scandinavie, est utilisée pour étudier la température et la densité neutre à la base de la thermosphère et la composition ionique de la région F1 en zone aurorale, pendant les periodes calmes et perturbées

L'étude du rayonnement UV de la haute atmosphère des planètes géantes ne peut se faire qu'à l'aide de techniques de transfert radiatif. Ces hautes atmosphères étant constituées essentiellement d'hydrogène, il convient d'étudier les raies de la série de Lyman de l'hydrogène atomique. Cependant, la présence dans ces atmosphères, de H et de H2, génère des chevauchements, entre les raies de la série de Lyman et les bandes de l'hydrogène moléculaire. Nous avons modélisé les effets de ces chevauchements pour les raies Lyman alpha, beta et gamma. On constate que ces effets sont souvent importants surtout à cause de l'auto-absorption des raies dues à H2 à la fois sur Jupiter et Saturne. On peut obtenir via cette méthode, des informations sur l'état et les concentrations de l'hydrogène moléculaire et atomique, en particulier les températures vibrationnelles de l'hydrogène moléculaire. Cette technique pourra être étendue aux zones aurorales et éventuellement aux planètes extrasolaires.

Les astéroïdes binaires ont un rôle d'importance fondamentale dans la détermination de paramètres astéroïdales difficilement mesurables de la Terre, en particulier la masse. En étudiant l'origine des binaires dans le cadre des agrégats gravitationnels, ils servent ainsi comme laboratoires naturels pour la physique des systèmes granulaires à basse gravité, et ils nous donnent des éléments précieux pour la modélisation globale des astéroïdes. Vue la grande diversité existante de caractéristiques des systèmes binaires observés, nombreuses hypothèses ont été postulées pour leur origine (fragmentation catastrophique d'un corps et ré-accumulation sous forme binaire, influences de marée par les planètes, cratérisation, YORP ...). Dans cette thèse nous explorons, grâce à des simulations numériques à N corps, la dynamique d'un agrégat gravitationnel en dehors du régime de stabilité pour un corps simple, en cherchant les configurations les plus favorables à la formation d'un système binaire. Dans une première partie, nous montrons que dans un scénario catastrophique la formation de systèmes binaires est normale, ces-ci bien reproduisant la variété présente dans la population observée. En suite, nous explorons la possibilité d'une déformation progressive d'un agrégat vers un système binaire sous l'action d'une force perturbante agissant lentement jusqu'à la fission éventuelle du corps. Nos résultats proposent des nouveaux regards dans l'étude de la formation des astéroïdes binaires, comme montré par une comparaison avec les observations et la littérature existante.

Dans ce travail, les équations moyennes des mouvements planétaires sont calculées à un ordre élevé grâce à une programmation en calcul formel dédié. Le système résultant comprend plus de 150 000 termes polynomiaux et fournit une très bonne approximation de l'évolution à long terme du système solaire. Le système d'équations est développé à ordre 2 dans les masses et l'ordre 5 en excentricité et inclinaison. le système de degré 3 est intégré analytiquement au premier ordre ce qui fournit une solution de plus de 25 000 termes. Le problème des petits diviseurs séculaires est discuté et une liste de petits diviseurs de grande amplitude dans la solution est donnée, le terme principal étant lié à l'argument $ g_1-g_5 + (s_2-s_1) $ qui intervient dans l'excentricité de Mercure et de Jupiter, et dans l'inclinaison de Mercure et de Vénus. Il est démontré que la présence de ces diviseurs compromet grandement la construction d'une solution analytique, sans tenir compte du fait que la même solution de degré 5 comprend plus de 3 000 000 termes. Les équations séculaires sont ensuite intégrées numériquement d'une façon très efficace sur plus de 1 million d'années, avec un pas de 500 ans pour toutes les planètes, après avoir rajouté la contribution moyenne de la relativité générale et de la Lune. Par comparaison avec les éphémérides DE102 sur plus de 3000 ans, il est démontré que les équations séculaires représentent très bien l'évolution à long terme du système solaire.

L'étude présentée dans cette thèse concerne principalement la réduction astrométrique de plaques photographiques anciennes : nous observons dans le passé. L'objectif étant de montrer qu'il est désormais possible d'obtenir des observations astrométriques de grande précision pour des périodes anciennes, en effectuant une nouvelle réduction d'observations photographiques. Nous avons utilisé à cet effet des plaques photographiques des satellites galiléens réalisées au McCormick Observatory et à l'U.S. Naval Observatory entre 1967 et 1998 (2650 observations). Il nous aura été indispensable de reprendre complètement l'analyse de ces plaques. Nous avons numérisé l'ensemble des données analogiques en prenant soin de bien comprendre le mécanisme de digitalisation pour ne pas perdre de précision durant le traitement. Nous avons ensuite établi une procédure de détermination de positions astrométriques. Plusieurs programmes ont été développés pour identifier les objets, extraire les positions et les corriger, depuis les images numérisées. Une méthode de réduction astrométrique par rattachement aux étoiles du champ, adaptée aux plaques photographiques, a aussi été produite pour pouvoir calculer très précisément les positions astrométriques équatoriales (RA, Dec) et intersatellites des satellites galiléens, tout en corrigeant nécessairement de nombreux effets instrumentaux et physiques tels la coma-magnitude ou encore la réfraction atmosphérique totale. L'ensemble de cette procédure a été optimisé pour que le faible nombre de références stellaires dont nous disposons suffise à la précision recherchée. Pour la première fois depuis ces plaques, nous avons déterminé des positions équatoriales (RA, Dec) dans le système de référence ICRS, là où les positions n'étaient que relatives entre satellites. Aussi et pour le système jovien, nous avons obtenu des données d'une précision de 75 mas en (RA, Dec) et 36 mas en intersatellite, alors que la précision n'était que de 90 mas à l'époque et en intersatellite seulement. De plus, les observations obtenues fournissent non seulement des positions des satellites galiléens, mais aussi des positions de la planète Jupiter. Les résultats produits nous ont ainsi permis de comparer différents catalogues d'étoiles et différentes éphémérides satellitaires et planétaires. Ils ont aussi été utilisés pour ajuster aux observations la dernière théorie dynamique des satellites produite par l'IMCCE.

Le sujet de cette thèse rentre dans le cadre du projet DEMETER et plus particulièrement de l'utilisation des données de son centre de mission. DEMETER est le premier micro-satellite scientifique qui a été lancé par le CNES en Juin 2004 avec une charge utile sous la responsabilité du LPCE. DEMETER mesure dans l'ionosphère le champ électrique et le champ magnétique dans diverses bandes de fréquence, ainsi que des paramètres caractérisant le plasma à l'altitude du satellite. L'objectif principal de DEMETER est d'étudier les perturbations ionosphériques en liaison avec l'activité séismique. Avant le lancement de DEMETER, les variations du Contenu Electronique Total (CET) mesurées par DORIS avec d'autres satellites (Spot, Topex-Poseidon, et Jason) évoluant dans l'ionosphère ont été étudiées pour rechercher des perturbations dues à l'activité séismique. Dans un deuxième temps grâce aux données de DEMETER, on analyse les caractéristiques générales de la turbulence électrostatique dans les zones de moyennes latitudes et dans la région équatoriale. On cherche ensuite si ces caractéristiques de la turbulence électrostatique changent quand le satellite survole une zone séismique. Ces études ont montré que, d'une part le CET et d'autre part la turbulence électrostatique pouvaient varier en fonction de l'activité séismique. Des perturbations de ces deux paramètres ionosphériques ont été mises en évidence avant les tremblements de Terre. Mais ces résultats ont été obtenus de façon statistique et on ne peut pas encore affirmer qu'ils peuvent servir de précurseurs.

Cette thèse aborde plusieurs sujets liés à l''étude d'ondes 'électromagnétiques de haute fréquence dans le voisinage de l'onde de choc terrestre, qui constitue un paradigme pour les interactions non- lin'eaires. La majeure partie du travail est consacrée à la caractérisation de la décomposition non- lin'eaire des ondes de Langmuir dans le plasma du vent solaire. Ce mécanisme a été proposé pour expliquer la saturation de instabilité faisceau-plasma, qui est responsable de l'excitation d'ondes électrostatiques intenses dans le pr'e-choc terrestre. Nous montrons par une analyse statistique des donn'ees des satellites CLUSTER que les spectres de Fourier possèdent les propri'et'es attendues d'un processus de d'ecomposition, 'ecartant ainsi les autres explications. Une analyse d'etaill'ee du d'ecalage Doppler de ces raies nous r'ev'ele parfois cependant l'existence d'une forme alternative du processus de d'ecomposition, faisant intervenir une onde acoustique-'électronique. Dans la seconde partie, nous étudions l'effet des inhomogénéités de la densité de plasma sur la dynamique de la décomposition. Nous dérivons un modèle de cette instabilité modifiée et montrons que celui-ci permet d'expliquer les observations. Finalement, nous présentons une application de modèles spectraux non-linéaires 'a l'analyse des transferts d'énergie liés à l'instabilité de décomposition dans des données de simulation numérique. Le dernier chapitre, qui est indépendante du sujet principal de la thèse, présente une technique de corrélation multi-'échelles pour l'appariement des séries temporelles issues de missions multi-satellites.

La détermination des directions de propagation d'une onde électromagnétique, à partir des mesures du champ, est un problème "mal-posé". En utilisant le concept de fonction de distribution des ondes (FDO), cela revient 'a "inverser" un opérateur linéaire non-bijectif. Nous avons développé une méthode de régularisation entropique pour résoudre ce problème. L'utilisation de l'entropie est numériquement avantageuse et permet de déterminer une solution contenant l'information minimale requise par la donnée. Une généralisation de la méthode a ensuite été étudiée. Le calcul effectif de la FDO a été effectué d'abord dans le cas du vide sur des données synthétiques, puis sur des données provenant du satellite FREJA. La méthode est automatique, robuste et permet de déterminer des solutions stables. Les résultats obtenus sont en accord avec ceux obtenus par d'autres méthodes. Ils sont toutefois plus diffus, ce qui est préférable dans la situation considérée.

SuperDARN est un réseau de radars HF cohérents dédié à l'étude de la convection du plasma ionosphérique à haute latitude qui trouve ses principales applications dans l'étude des relations Soleil/Terre. On s'intéresse ici aux effets des interactions entre l'onde radar émise et les gradients d'ionisation de différentes échelles et à leur impact sur la mesure. Des études sont menées pour détecter la signature du mouvement cyclotron des ions, superposé aux mouvements turbulents, dans les spectres mesurés. Ensuite, l'effet des moyennes échelles (100 m à 10 km) est mis en évidence sur la mesure des largeurs spectrales. Des études statistiques montrent que la détermination des paramètres est affectée par le rapport entre la fréquence émise et la fréquence plasma et par la distance de l'écho. Nous proposons une interprétation en terme de décorrélation du front d'onde au cours de la propagation, validée par la mise en place de simulations s'appuyant sur des paramètres réalistes de l'ionosphère.

Un système multiple est un ensemble de petits corps du Système solaire en interaction gravitationnelle et orbitant autour de leur barycentre, lui-même en révolution autour du Soleil. L'observation astrométrique de ces systèmes permet d'avoir accès à des paramètres physiques plus difficilement accessibles par d'autres techniques, en premier lieu la masse des composantes du système. Pour déduire des observations la valeur de ces paramètres, nous avons créé un modèle numérique à N-corps. Notre modèle intègre les équations variationnelles associées aux mouvements orbitaux pour permettre un ajustement du modèle par la méthode des moindres carrés. Notre modèle a par la suite été appliqué au système de Pluton, le système multiple pour lequel on dispose de la plus longue période d'observations. Ce système s'apparente aussi bien aux systèmes planétaires classiques, Pluton étant un objet en équilibre hydrostatique et Nix, Hydra et S2011(134340)1 ayant des masses négligeables face à lui, qu'à un système de petits corps, le principal satellite du système, Charon, étant suffisamment massif pour faire de Pluton/Charon un objet binaire. De manière à modéliser aussi bien le mouvement héliocentrique de Pluton, fortement perturbé par ses satellites, que le mouvement des dits-satellites, nous avons intégré les équations du mouvement dans un repère d'axes fi xes centrés sur le barycentre du Système Solaire, en prenant en compte l'influence des planètes et des aplatissements polaires au second ordre de Pluton et Charon. Le modèle numérique ainsi obtenu est ajusté par la méthode des moindres carrés à des observations simulées ou réelles. Dans un premier temps, en ajustant notre modèle à des observations simulées, nous avons étudié l'évolution de l'incertitude des masses de Nix et Hydra. Nous avons montré que leurs masses ne seront probablement réellement contraintes que grâce aux observations de New Horizons. Nous avons également montré que l'effet de l'aplatissement de Pluton et Charon sur les mouvements orbitaux n'est pas assez important pour pouvoir être déduit des observations astrométriques seules. Nous avons également utilisé cette méthode pour quantifi er le futur apport de Gaia à notre connaissance du système. Par la suite, nous avons ajusté notre modèle aux observations réelles du système de Pluton. Nous avons obtenu des résidus astrométriques proches de ceux obtenus par de précédents modèles, malgré des valeurs des masses de Nix et Hydra très différentes de celles obtenues par ces précédentes études. Néanmoins, les masses de ces derniers étant très faiblement contraintes actuellement, nos estimations et celles obtenues par d'autres restent cohérentes. La solution du mouvement des satellites ainsi obtenue a été utilisée lors de notre ajustement de manière reproduire de la façon la plus exacte possible le mouvement de Pluton autour du barycentre de son système. Finalement, nous avons adapté notre modèle au système d'Eugénia pour lequel nous avons trouvé des résultats compatibles avec ceux des études précédentes du système. Néanmoins, notre solution dérivant d'un ajustement sur une plus longue plage d'observations, notre modélisation du système sera valide sur une plus grande période de temps.