La mission Cassini fourmille d'outils de haute précision pour l'exploration de Saturne, de ses satellites et de son système d'anneaux. L'instrument UVIS permet d'analyser la structure des anneaux par l'observation d'occultations stellaires. Il dispose pour cela de la meilleure résolution spatiale disponible (de l'ordre de la dizaine de mètres, variable avec la géométrie de l'occultation et la navigation de la sonde), ce qui permet de mieux comprendre la physique inhérente aux anneaux. En particulier, nous avons été à même d'observer, disséquer, modéliser et valider les interactions entre les anneaux et les satellites. Nous nous sommes intéressés dans un premier temps à des structures larges de quelques kilomètres, créées par des résonances avec des satellites extérieurs aux anneaux principaux. L'observation de telles structures dans l'anneau C, ainsi que l'association de certaines avec des résonances nous a permis de contraindre les paramètres physiques des anneaux. Cependant, la plupart des structures observées ne peuvent être expliquées par de simples résonances avec des satellites extérieurs, même si nous ne connaissons pas les autres mécanismes pouvant générer de telles signatures. Nous avons identifié 4 ondes de densité associées aux résonances de Linblad interne 4:1 avec Mimas, 2:1 avec Atlas, 6:2 avec Mimas ou 4:2 avec Pandore, ainsi qu'une onde verticale nodale, la Titan -1:0. En modélisant la relation de dispersion de ces ondes, nous avons pu déterminer la densité de masse surfacique (entre $0.22 ~(\pm 0.03)~$ to $1.42 ~(\pm 0.21)~\mathrm{g~cm^{-2}}$) et les coefficients d'extinction massique (entre $0.13~(\pm 0.03)$ et $0.28~(\pm 0.06)~\mathrm{cm^{2}~g^{-1}}$). Ces valeurs, plus grandes que dans l'anneau A et la Division de Cassini où Colwell et al., 2009 avait déterminé des coefficients d'extinction massiques de 0.01 -- 0.02 $\mathrm{cm^{2}~g^{-1}}$ dans l'anneau C et 0.07 -- 0.12 $\mathrm{cm^{2}~g^{-1}}$ dans la Division de Cassini, indiqueraient des particules plus petites dans l'anneau C. On peut alors emettre l'hypothèse que soit les particules des différents anneaux ont différentes origines, soit les présentes distributions ne sont pas primordiales et ont subi des évolutions différentes. La masse de l'anneau C est estimée équivalente à celle d'un satellite d'une trentaine de kilomètres de rayon, avec une densité proche de celle de Pan ou Atlas tandis que son épaisseur serait comprise entre 2 et 6 mètres. En appliquant une analyse similaire aux autres anneaux principaux, nous avons pu également déterminer leurs masses, en accord avec les précédentes études. L'étude des sillages de satellites tels que Pan ou Daphnis nous a permis d'invalider la presence de lune suffisament grosse dans la division de Huygens pour créer des sillages dans l'annelet Huygens. Cependant, nous avons observé une population de trous nets dans l'anneau C et la Division de Cassini. Nous interprétons ces "ghosts" comme les zones de vide créées autour de petites lunes au sein des anneaux (ces signatures, en forme de "S", sont appelées "propellers"). Plus petits que les propellers observés dans l'anneau A, ceux-là seraient larges de quelques dizaines de centimètres à quelques dizaines de mètres. Au moyen de simulations numériques et d'algorithmes de Monte-Carlo, nous avons montré que ces propellers définissent une seconde population de particules, ne pouvant être interprétée comme une prolongation des distributions de particules proposées par Zebker et al., 1985: nous estimons des indices de lois de puissance pour ces distributions cumulatives de taille de particules autour de 0.8 pour la Division de Cassini et 0.6 pour l'anneau C (au lieu de respectivmeent 1.75 et 2.1). La question de l'âge et de la durée de vie de ces propellers rejoint celle de leur formation: ont-ils été formés par accrétion ou ont-ils migré dans les anneaux après fragmentation d'un corps plus massif? Espérons que la prolongation de la mission Cassini pourra apporter des élements pour trancher sur l'origine des ces lunes.

La détection et la caractérisation d'exoplanètes apparaissent clairement comme des thèmes centraux de l'observation astronomique pour les années à venir. Les projets spatiaux ou au sol sont nombreux (HARPS, CoRoT, Kepler, JWST, SPHERE...), mais les études théoriques visant à l'analyse et à la compréhension des données recueillies et à venir sont nécessaires. Durant cette thèse j'ai étudié divers processus physiques affectant la structure interne et l'évolution des planètes géantes, aussi bien au sein, qu'à l'extérieur de notre système solaire. J'ai notamment modélisé en détail: -L'impact de l'irradiation intense émise par l'étoile sur l'atmosphère d'une planète à faible distance orbitale, et l'effet induit sur l'évolution interne de cette planète. -Le couplage par dissipation de marée de l'évolution orbitale et thermique d'une planète interagissant avec sa proche étoile parente. -L'effet de la déformation due aux marées sur les paramètres observables d'une planète en transit grâce au suivi photométrique de son passage devant l'étoile. -L'incidence sur la structure et l'évolution d'une diminution de l'efficacité du transport de chaleur par convection due à un gradient d'éléments lourd dans l'enveloppe gazeuse d'une planète géante, conduisant au phénomène de convection double-diffusive. A travers l'étude des ces divers processus, j'ai développé différents modèles analytiques et codes numériques qui sont à la fois flexibles et robustes, et qui permettent maintenant d'étudier certaines propriétés des nouveaux objets substellaires détectés à mesure qu'ils sont découverts.

Cette thèse présente une étude mythocritique de la production romanesque de Manuel de Lope [1949] postérieure à son retour en Espagne en 1993 et jusqu’à aujourd’hui : El libro de piel de tiburón (Alfaguara,1995); Bella en las tinieblas (Alfaguara,1997), (Suma de Letras, 2000), (RBA, 2010) ; Las perlas peregrinas (Espasa-Calpe,1998), (RBA, 2007) ;
 La sangre ajena (Editorial Debate, 2000); Otras islas (RBA, 2008). En effet, un séjour de vingt-cinq ans hors d’Espagne lui a permis d’exercer un regard extérieur et fécond sur son propre pays où désormais, il vit et écrit. Son œuvre romanesque recourt aux mythes antiques pour développer les thématiques essentielles dans l’Espagne de ce début de XXI ème siècle que sont la mémoire et l’oubli face à l’Histoire, la quête identitaire à travers les mythes du labyrinthe, du caïnisme, de Dionysos, de Saturne et de Chronos. Tous ces mythes s’organisent autour d’un mythe dominant, celui de Chronos, grâce à une image phare qui éclaire l’identité collective espagnole, image déjà présente dans l’ œuvre goyesque : celle de Saturne dévorant ses fils. / This thesis presents a mythocritical analysis of the novels written by Manuel de Lope (born in 1949) from 1993, when he returned home to Spain, until nowadays: El libro de piel de tiburón (Alfaguara,1995); Bella en las tinieblas (Alfaguara,1997), (Suma de Letras, 2000), (RBA, 2010) ; Las perlas peregrinas (Espasa-Calpe,1998), (RBA, 2007) ;
 La sangre ajena (Editorial Debate, 2000); Otras islas (RBA, 2008). As he had stayed away from Spain for twenty-five years, he was able to look with an external and creative perspective at his own country where he is now living and writing. In his fiction he resorts to ancient myths in order to develop the themes which are essential in the Spain of the early 21st century: memory and obliviousness as regards history as well as the search for identity through the myths of the Labyrinth, cainism, Dionysus, Saturn and Chronos. In Manuel de Lope's work, all these myths are structured around a dominant myth - that of Chronos- thanks to a highly influential image which sheds light on Spanish cultural identity, an image which was already present in Goya's work: Saturn devouring his sons.

La détection et la caractérisation d'exoplanètes apparaissent clairement comme des thèmes centraux de l'observation astronomique pour les années à venir. Les projets spatiaux ou au sol sont nombreux (HARPS, CoRoT, Kepler, JWST, SPHERE...), mais les études théoriques visant à l'analyse et à la compréhension des données recueillies et à venir sont nécessaires. Durant cette thèse j'ai étudié divers processus physiques affectant la structure interne et l'évolution des planètes géantes, aussi bien au sein, qu'à l'extérieur de notre système solaire. J'ai notamment modélisé en détail: -L'impact de l'irradiation intense émise par l'étoile sur l'atmosphère d'une planète à faible distance orbitale, et l'effet induit sur l'évolution interne de cette planète. -Le couplage par dissipation de marée de l'évolution orbitale et thermique d'une planète interagissant avec sa proche étoile parente. -L'effet de la déformation due aux marées sur les paramètres observables d'une planète en transit grâce au suivi photométrique de son passage devant l'étoile. -L'incidence sur la structure et l'évolution d'une diminution de l'efficacité du transport de chaleur par convection due à un gradient d'éléments lourd dans l'enveloppe gazeuse d'une planète géante, conduisant au phénomène de convection double-diffusive. A travers l'étude des ces divers processus, j'ai développé différents modèles analytiques et codes numériques qui sont à la fois flexibles et robustes, et qui permettent maintenant d'étudier certaines propriétés des nouveaux objets substellaires détectés à mesure qu'ils sont découverts. / The detection and characterization of extrasolar planets clearly appears as one of the main goals of observational astronomy for the coming years. Space and ground project are numerous, but theoretical studies aimed at analyzing and understanding available and future data are needed. During this thesis, I study various physical processes affecting the internal structure and evolution of both solar, and extrasolar giant planets. In particular I investigate : -the impact of the intense stellar irradiation received by a close in planet on its subsequent internal evolution. This allows me to quantify the radius anomaly of bloated Hot Jupiters and to constrain their internal composition. -the tidal and centrifugal distortion of a fluid planet. By using both analytical and numerical models, I show how non-sphericity of the planet affects transit measurements, yielding an underestimation of its radius. -how the presence of double-diffusive convection caused by a heavy elements gradient in the gaseous envelope of a planet can decrease the efficiency of its internal heat transport, and affect its structure and evolution. -the coupling between the orbital and the thermal evolution of a planet arising from the strong star-planet tidal interaction. Subsequently, I find that tidal heating alone is not a viable explanation for the observed radius anomaly of transiting planets. Through these different studies, I developed various analytical models and numerical codes that are both flexible and robust, and which now allow one to study the properties of new extrasolar planets and brown dwarfs as they are discovered.

L’un des objectifs de cette thèse est d’interpréter les observations des principaux hydrocarbures(C2H2 et C2H6) effectuées par Cassini (NASA/ESA) sur Jupiter et Saturne. Les modèles photochimiques à une dimension sont insuffisants pour interpréter ces observations spatialement résolues. J’ai développé le premier modèle photochimique saisonnier à deux dimensions (altitude-latitude) des planètes géantes qui calcule leur composition chimique.En l’absence de transport méridional, la composition chimique de Saturne suit les variations d’ensoleillement. Les abondances de C2H2 et C2H6 mesurées par Cassini (Guerletet al., 2009) sont reproduites jusqu’aux latitudes moyennes, à des pressions supérieures à0,1mbar. Les écarts notés dans l’hémisphère sud suggèrent la présence de dynamique ou d’une chimie entre les ions et les espèces neutres. J’ai couplé, pour la première fois, mon modèle photochimique avec le modèle radiatif de Greathouse et al. (2008). Nous prédisons un décalage du pic saisonnier de température, par rapport aux précédents modèles, d’une demi-saison à haute altitude et aux hautes latitudes.Jupiter présente de faibles variations saisonnières de composition chimique, uniquement contrôlées par son excentricité. Les distributions méridionales observées de C2H2 etC2H6 présentent des tendances opposées (Nixon et al., 2010). Mon modèle est en accord avec les observations de C2H6 lorsque j’invoque une combinaison de diffusion méridionale et de circulation stratosphérique, tout en provoquant un plus grand désaccord avec les observations de C2H2. La chimie ionique pourrait principalement affecter C2H2 et jouer un rôle important dans l’atmosphère de Jupiter. / One of the goals of this thesis is to interpret the observations of the main hydrocarbons(C2H2 and C2H6) from Cassini (NASA/ESA) on Jupiter and Saturn. The one-dimensional photochemical models are insufficient to explain these spatially resolved observations. I have developed the first two-dimensional (altitude-latitude) seasonal photochemical model for the giant planets, which predicts their chemical composition.Without meridional transport, Saturn’s chemical composition follows the insolation variations. The C2H2 and C2H6 abundances measured by Cassini (Guerlet et al., 2009)are reproduced from the equator up to mid-latitudes, at pressures higher than 0.1mbar.At higher latitudes, the disagreements suggest either a stratospheric circulation cell orthe signature of ion-neutral chemistry. For the first time, I have coupled our seasonal photochemical model with the seasonal radiative model of Greathouse et al. (2008). I predict that the seasonal temperature peak is shifted half a season earlier, with respect to previous models, at high latitudes in the higher stratosphere.Jupiter shows weak seasonal variations of chemical composition, only controlled by its orbital eccentricity. The observed meridional distributions of C2H2 and C2H6 show opposition trends (Nixon et al., 2010). C2H6 observed distribution is reproduced when Isuppose a combination of meridional diffusion and stratospheric circulation, while causingat the same time a stronger agreement with the C2H2 observations. Accounting for theion-neutral chemistry might preferentially affect C2H2 and potentially play a key role on hydrocarbon abundances in Jupiter’s stratosphere.