La détection de présence humaine est devenu un enjeu important dans de nombreux domaines comme la domotique ou l'automobile, par exemple. Les détecteurs infrarouges grand public, actuellement disponibles sur le marché ne sont pas aptes à faire la distinction entre une personne ou un animal domestique de façon absolument fiable. Pour répondre à ce problème, les matrices imageantes infrarouges classiques sont beaucoup trop onéreuses et trop performantes. C'est pourquoi nous avons choisi de développer des réseaux de microcapteurs de rayonnement infrarouge de quelques pixels avec le souci permanent de minimiser au maximum le coût de fabrication. Ces microcapteurs de type thermoélectrique, sont basés sur une structure originale permettant de les utiliser à l'air libre, sans encapsulation. Un modèle mathématique, prenant en compte les caractéristiques technologiques du microcapteur ainsi que son environnement thermique, a été mis au point et permet de définir la structure optimale à partir d'un cahier des charges. Une étude approfondie a été menée pour chaque étape technologique nécessaire à la réalisation de ces microcapteurs, depuis la membrane compensée en contrainte, jusqu'au dépôt de la couche de polyimide constituant l'absorbant infrarouge. Les résultats obtenus ont montré une bonne corrélation entre le modèle mathématique et les valeurs expérimentales. Des microcapteurs destinés à optimiser la sensibilité à l'éclairement puis la détectivité spécifique ont été étudiés et fabriqués. L'objectif initial de réaliser une matrice imageante infrarouge basse résolution et faible coût a été atteint.

La compréhension des processus amenant à la formation d'étoiles depuis la phase dense du milieu interstellaire est possible via l'observation des molécules. Celles--ci nous permettent de contraindre, par l'intermédiaire d'une modélisation de leur émission, les conditions physiques, dynamiques et chimiques présentes dans les nuages au cours des différents stades de l'effondrement. Les milieux sondés lors de ce type d'étude correspondent, pour la plupart des molécules, à des conditions pour lesquelles le peuplement des niveaux d'énergie s'effectue hors équilibre thermodynamique. L'analyse du rayonnement nécessite alors des données de physique microscopique dont la précision influence fortement la description des régions modélisées. C'est dans ce contexte que s'inscrit le travail effectué durant cette thèse: celui-ci a porté, d'une part, sur la détermination de constantes de vitesses de collision pour les molécules N2H+ et H2O et d'autre part, sur l'interprétation de spectres observés pour ces molécules dans des régions de formation d'étoiles. La première de ces molécules, N2H+, constitue un excellent traceur des régions denses des nuages froids et la seconde, H2O, est la troisième espèce moléculaire la plus abondante dans les régions de formation d'étoiles massives ou de faibles masses et constituera le principal objectif du satellite Herschel. Pour la molécule N2H+, des constantes de vitesse de collision concernant la structure hyperfine ont été obtenues pour les niveaux hyperfins associés aux 7 premiers niveaux rotationnels et pour la gamme de température T=5-50 K. Pour cela, la dynamique collisionnelle a été etudiée avec une approche quantique indépendante du temps où la structure hyperfine est introduite via une méthode de recouplage. Ces données ont ensuite été utilisées afin d'interpréter l'émission observée dans un échantillon de nuages pré-protostellaires. En particulier, différentes approches ont été envisagées afin de traiter la résolution des équations d'équilibre statistique ce qui a permis de dégager les influences respectives qu'ont les taux de collision, le couplage radiatif et la structure en densité et température de la source sur les rapports d'intensité des transitions hyperfines associées à la transition j=1-0. Concernant H2O, l'objectif de ce travail est d'une part, de réactualiser les constantes de vitesse de collision du système H2O-H2, en se basant sur une surface d'énergie potentielle (SEP) récemment calculée et dont la précision est supérieure à celle qui a précédemment été utilisée. Ceci a tout d'abord permis une comparaison visant à établir la sensibilité des constantes de vitesse de collision à différents paramètres de la SEP. Ensuite, nous nous sommes intéressés à la détermination des paramètres d'élargissement de raies par collisions, en se basant sur l'approximation d'impact. L'intérêt de cette dernière étude est double: d'une part, ces données sont nécessaires à l'étude des atmosphères planétaires et d'autre part, par l'intermédiaire d'une confrontation entre résultats théoriques et données expérimentales, celle--ci nous donne une estimation de la qualité de la SEP et des données qui en sont issues. Finalement, en parallèle à ce travail, il a été effectué une analyse de l'émission de H2O observée dans la nébuleuse de Kleimann-Low dans Orion. A partir de données obtenues avec le satellite ISO, il a alors été possible de contraindre les conditions physiques de la source ainsi que la répartition spatiale de l'abondance de l'eau.

Un nouveau concept d'onduleur courte période et fort champ a été proposé par Toru Hara à SPring-8 en 2004 : l'onduleur cryogénique à aimants permanents (CPMU). Il s'agit de refroidir des aimants Néodyme-Fer-Bore autour de 150 K. Cela permet d'utiliser ces aimants qui ont une rémanence jusqu'à 40% supérieure à celle des aimants utilisés conventionnellement dans les onduleurs. Pour évaluer les difficultés technologiques et la faisabilité de tels onduleurs, un CPMU de 2 m de long et de 18 mm de période a été lancé à l'ESRF. Ce travail présente le design et la réalisation du CPMU à l'ESRF. Un modèle magnétostatique du CPMU est présenté, il est basé sur des mesures de courbe d'aimantation à température cryogénique réalisées au laboratoire Louis Néel. Le modèle prévoit une augmentation du champ crête de l'onduleur de 8% autour de 150 K et de l'intégrale de champ de 20 Gcm. Un banc de mesure magnétique spécifique a également été développé à l'ESRF. Ce banc permet la mesure du champ local et des intégrales de champ sous vide. Son design et sa construction sont revus. Finalement les mesures magnétiques réalisées à température ambiante et à température cryogénique sont présentées. Ces mesures valident le modèle magnétostatique et les performances attendues.

La diffusion inélastique de rayons X (IXS) est un outil pour la détermination de la dispersion des phonons dans les systèmes mono-cristallines. Cependant, les nouveaux matériaux ou les cristaux dans des conditions extrême ne sont souvent disponible que sous forme polycristalline. Il n'est ainsi possible d'en extraire que des propriétés moyennées. Pour surmonter ces limitations, nous avons développé une méthode qui permet d'extraire la dispersion du système mono-cristallin à partir de données obtenues sur un échantillon polycristallin. Dans cette nouvelle approche, nous enregistrons des spectres IXS pour une large gamme de moments transférés que nous confrontons à un calcul modèle (Born – von Kármán). Un ajustement de ce calcul par la méthode des moindre carrés nous permet alors de remonter à la dispersion du mono-cristal. Des expériences sur des systèmes de plus en plus complexes ont été realisées afin de développer la méthode et d'éprouver les limites de la méthode.

Le transfert radiatif est une théorie indispensable à l'astrophysique. Le développement d'outils numériques réalistes, plus rapides et plus précis, est d'actualité pour améliorer l'exploitation des données de nombreux instruments déjà existants et futurs. La première partie de mon travail de thèse a consisté à développer un nouveau code radiatif hors Equilibre Thermodynamique Local (hors-ETL) en géométrie 2D cartésienne pour des atomes à plusieurs niveaux d'énergie. Ce code repose sur des algorithmes de type Gauss-Seidel/Successive Over-Relaxation (SOR) combinés à des techniques multi-grille (Paletou & Léger 2007, Léger et al. 2007). La seconde partie de ma thèse a consisté à appliquer ce code à l'étude du spectre de He I des protubérances solaires. Certains de ses multiplets sont largement utilisés pour le diagnostic du champ magnétique dans ces structures. La structure fine atomique de He I est prise en compte, ce qui permet de synthétiser des raies spectrales directement comparables aux observations obtenues à haute résolution spectrale, par exemple avec THéMIS. Des effets de géométrie sont mis en évidence sur la formation de ces multiplets. Enfin les premiers calculs du spectre de He I considérant des structures filamentaires en 2D ont été effectués (Léger & Paletou 2008).

L'hétérogénéité des espaces urbains et l'interaction avec les bâtiments sont à l'origine de processus complexes à prendre en compte dans les études de pollution atmosphérique et de climat urbain à petite échelle. Afin d'estimer l'impact des bâtiments sur l'écoulement et la dispersion de polluants, une étude détaillée dans un milieu urbain idéalisé a été effectuée avec le modèle numérique tridimensionnel Mercure_Saturne, en modélisant à la fois les concentrations moyennes et leurs fluctuations. Pour prendre en compte le rayonnement atmosphérique en milieu bâti et les effets thermiques des bâtiments, nous avons implémenté un modèle radiatif tridimensionnel adapté à la géométrie complexe. Ce modèle, adapté d'un schéma utilisé pour le rayonnement thermique, résout l'équation des transferts radiatifs en milieu semi-transparent, en utilisant la méthode des ordonnées discrètes. Le nouveau schéma a été validé en milieu transparent sur des cas idéalisés et comparé à un cas complet.

Ce travail est consacré à la simulation des transferts couplés, rayonnement-conduction-convection dans un milieu gaz - gouttelettes, semi-transparent, non gris, absorbant et diffusant. L'application de ce travail porte sur l'étude des rideaux d'eau utilisés en protection contre les incendies. En vue d'une optimisation, une étude fine des interactions rayonnement - matière est menée.<br /><br />Le but est de contribuer à la compréhension des phénomènes d'interaction, ainsi qu'à la réalisation d'outils prédictifs fiables simulant le comportement de sprays anti-incendie.<br /> <br />La description des transferts couplés de masse, quantité de mouvement et d'énergie est faite à partir d'une simulation eulérienne lagrangienne. Le modèle de propagation du rayonnement associe la théorie de Mie, le modèle Ck et une évolution de la méthode de Monte Carlo, nommée MMC 2.2, qui permet de bien prendre en compte la propagation du rayonnement dans un milieu de propriétés radiatives hétérogènes. Cette nouvelle version est validée puis comparée avec les autres techniques de type MMC déjà existantes dans la littérature. Ce travail met ensuite en avant les problèmes de simulations numériques liés à la modélisation 3D du transfert radiatif dans un milieu où la fonction de phase est fortement anisotrope (caractéristique de gouttes d'eau).<br /><br />Une étude complète (dynamique, thermique et rayonnement) permet la validation du code de calcul avec des données expérimentales. Puis, plusieurs configurations sont testées en vue d'améliorer l'atténuation du rayonnement (rampes, doubles rampes, augmentation du débit, différentes granulométries, ...)

Ce travail de thèse, s'intéresse dans deux parties distinctes à deux thématiques astrophysiques indépendantes : i) certains aspects de la formation stellaire sont traités dans une première partie, alors que la seconde, plus modeste, s'intéresse au rayonnement cosmique.<br /><br />Lorsqu'une étoile se forme, alors que l'accrétion sur l'objet central se poursuit, de gigantesques éjections de matière se produisent sous forme de jets et flots moléculaires bipolaires. Après une<br />introduction donnant une vision globale de tous les éléments <br />impliqués dans la formation stellaire, nous présentons les modèles "standards" pour les flots moléculaires. Dans un<br />troisième temps, nous construisons un modèle alternatif et complémentaire aux approches standards~: le modèle de transit. Il s'agit d'un modèle MHD, autosimilaire et qui considère le renversement d'un partie de l'écoulement lorsque le gaz en chute <br />approche de l'objet central. Les résultats montrent notamment que le modèle permet de rendre compte des taux de masses observés lors de la formation des étoiles massives, taux que les modèles standards atteignent difficilement. Le modèle est étudié de façon <br />extensive grâce à une exploration Monte Carlo de l'espace des paramètres et la mise en évidence de deux grandes familles de solutions. Le modèle de transit donne une description à grande échelle de l'environnement proto-stellaire et montre une forte structuration du milieu autant en densité qu'en vitesse. C'est dans un tel milieu que le jet issu du disque d'accrétion se propage, et une étude numérique préliminaire de cette propagation montre que la morphologie et la cinématique du jet est fortement affectée par le milieu ambiant. Nous en déduisons l'importance d'avoir un bonne description de ce dernier et la nécessité de ne pas se contenter des milieux "uniformes et au repos" généralement considérés. <br /><br />La seconde partie est consacrée à la partie nucléaire du rayonnement cosmique Galactique. Ce "rayonnement" est constitué de noyaux qui se sont propagés dans la Galaxie et son halo diffusif, après avoir été accélérés dans les chocs de supernovae. Certains de ces noyaux atteignent la Terre où ils<br />sont détectés. Comprendre la propagation de ces noyaux est essentiel pour remonter, à partir des mesures, aux abondances des noyaux dans les sources. Dans ce travail, nous nous intéressons spécifiquement au cas des noyaux lourds, en connection avec l'expérience UHCRE, et regardons comment la structure locale de la Galaxie, la "bulle locale", affecte la propagation des lourds. Nous trouvons que la sous-densité locale du voisinnage solaire joue effectivement un rôle dans la détermination des abondances sources et que l'effet tend à réduire les différences entre les abondances sources et les abondances solaires des noyaux. Nous donnons enfin dans un dernier chapitre quelques perspectives pour la poursuite de cette étude.

Cette habilitation traite des transferts de chaleur et de quantité de mouvement aux courtes échelles d'espace et de temps. Une première partie du travail s'interesse au propriétés du rayonnement thermique en champ proche. Il est montré qu'en présence de matériaux supportant des ondes de surface, le champ électromagnétique d'origine thermique peut voir ses propriétés de cohérence changées entre le champ proche et le champ lointain, en particulier lorsque les matériaux mis en jeu supportent des ondes de surface. Nous montrans que le transfert radiatif en champ proche peut être augmenté de plusieurs ordreds de grandeur en champ proche en présence d'ondes de surface. Les propriétés de cohérence du champ thermique en champ proche peuvent être exploitées pour fabriquer des sources thermiques cohérentes en champ lointain. Ce type de source s'obtient en gravant un réseau à la surface de matériaux.<br />Dans une seconde partie nous avons montré que la force de Casimir qui est un transfert de moment pouvait s'interpéter comme un transfert s'effectuant à certaines longueurs d'ondes correspondant aux modes propres du systèmes. Dans ces deux parties, les calculs ont été effectuées en utilisant une méthode basé sur le théorème de fluctuation dissipation.<br />Dans une troisième partie, nous traitons le problème de la conduction thermique aux courtes échelles de temps et d'espace. Nous montrons que la loi de Fourier cesse d'être valable et nous résolvons pour traiter ces problèmes l'équation de Boltzmann pour les phonons.

Les simulations des systèmes atomiques ou moléculaires en interaction avec un champ électromagnétique se heurtent à un problème majeur. Pour décrire le système photodynamique, il est nécessaire d'utiliser une très grande base, ce qui est coûteux en temps de calculs et en mémoire. Pour résoudre ce problème, nous sommes amenés à chercher des modélisations ne faisant intervenir que des sous-espaces vectoriels de faible dimension, appelés espaces actifs. Comme la dépendance temporelle d'un système photodynamique se fait à travers des paramètres à évolution lente, c'est une théorie adiabatique qui définit cet espace. L'application d'un théorème adiabatique nous apprend que le système ne peut pas sortir d'un sous-espace spectral associé à des valeurs propres isolées. La fonction d'onde est alors décrite par un relèvement horizontal qui prend place dans le fibré principal de la phase de Berry. Celle-ci ne commutant en général pas avec la phase dynamique, nous proposons une description fondée sur un fibré composite, modélisant simultanément phases géométrique et dynamique. Nous proposons une méthode de simulation de la photodynamique associée à la description géométrique et nous utilisons la notion de monopôles magnétiques virtuels pour obtenir des outils d'analyse de la dynamique. Nous étudions ensuite la théorie des opérateurs d'onde temporels, théorie fournissant une méthode d'Hamiltonien effectif. Pour coupler cette théorie avec le modèle adiabatique, nous étudions la compatibilité des deux méthodes en démontrant un théorème adiabatique pour les opérateurs d'onde. Nous nous sommes intéressés à des systèmes dynamiques simples, atomes à 2 ou 3 niveaux et molécule H2+.