En Astrophysique, la compréhension du processus de formation d'étoiles reste l'une des principales questions. Elle est directement reliée à l'évolution du gaz interstellaire dans les galaxies, et en particulier aux processus de refroidissement et de condensation pour lesquels la turbulence et l'instabilité thermique jouent un rôle dominant. Ce travail se concentre sur l'évolution du gaz atomique et diffus qui fournit les conditions initiales à la formation des nuages moléculaires et se base sur une comparaison étroite entre observations à 21 cm et simulations numériques hydrodynamiques. Pour comprendre les rôles de l'instabilité thermique et de la turbulence dans la transition du gaz chaud (WNM, T ~ 8000 K, n = 0.5 cm-³) vers le gaz froid (CNM, T ~ 80 K, n = 50 cm-³), j'ai produit 90 simulations à basse résolution qui ont permis d'étudier l'influence de la densité initiale du WNM et de la compressibilité du forçage de la turbulence sur l'efficacité de la production de CNM. Un résultat important permet de conclure que le gaz chaud, dans les conditions de turbulence caractéristiques de ce qui est observé, ne transite pas vers le gaz froid quelque soit l'amplitude de la turbulence. Ces simulations à basse résolution ont aussi permis de déterminer quelles conditions initiales permettent de reproduire les propriétés déduites des observations telles que le nombre de Mach, la quantité de CNM en masse ou la dispersion de vitesse turbulente. Un processus de compression, que l'on peut reproduire soit en augmentant la densité initiale du WNM (n ≥ 1.5 cm-³) soit en appliquant un champ de forçage compressif, est nécessaire. Ces conditions initiales ont ensuite été utilisées pour produire deux simulations à haute résolution (1024³) pour lesquelles j'ai montré que les propriétés de la turbulence et de l'instabilité du milieu atomique neutre sont bien reproduites. Les histogrammes de température portent en effet la trace d'un milieu biphasique et les distributions de pression sont semblables aux observations. D'autre part, les spectres de puissance de la densité sont caractéristiques d'un milieu fortement contrasté alors que ceux de la vitesse restent caractéristiques d'une turbulence subsonique. Finalement, les structures froides de ces deux simulations reproduisent les relations masse-échelle et dispersion de vitesse-échelle observées dans les nuages moléculaires, suggérant que la structure des nuages moléculaires pourrait être héritée de celle des nuages de HI à partir desquels ils se sont formés. Le dernier aspect de mon travail est relié à la difficulté rencontrée lors de l'interprétation des données qui n'est possible qu'à partir de grandeurs projetées en deux dimensions. J'ai donc comparé en détails les deux simulations à haute résolution à des observations de cirrus en créant des observations artificielles à 21 cm. Les spectres d'émission et les cartes de densité de colonne ainsi produits sont semblables aux observations. De plus, les simulations donnant accès à l'information en trois dimensions, j'ai étudié les effets de l'auto-absorption dans la création de cartes de densité de colonne à partir de spectres de température de brillance. J'ai conclu de cette étude que l'auto-absorption ne peut être négligée mais qu'elle ne concerne que les lignes de visée les plus brillantes et les plus denses et que la correction habituellement appliquée sur les observations est efficace. Finalement, j'ai appliqué une méthode de décomposition en gaussiennes sur les spectres synthétiques. Cette méthode a pour objectif d'étudier les propriétés de chacune des deux phases thermiques du HI. Les résultats montrent qu'elle est prometteuse pour l'analyse des données de spectro-imagerie à 21 cm, bien que nécessitant des améliorations. Elle permet en effet de bien séparer les phases chaude et froide du milieu atomique et d'en déduire la distribution massique de chacune d'elles.

L'érosion éolienne des matières granulaires (minerais, charbons,. . . ) est un des facteurs influençant grandement la qualité de l'air dans l'environnement proche de nombreux sites industriels. L'objectif principal de ce travail est l'amélioration des méthodologies de quantification des émissions des sources diffuses, notamment à partir d'une meilleure prise en compte de l'exposition éolienne des sources que sont les tas de stockage et des répartitions granulométriques des matières présentes sur les sites de stockage. Les observations sur sites industriels montrent que les régions proches des tas de stockage de matières granulaires sont chargées de particules de granulométries plutôt fines. Celles-ci sont susceptibles d'être remises en suspension par les structures tourbillonnaires générées par le vent incident. Ainsi, ces zones d'envol potentiel ont fait l'objet d'analyses afin de quantifier leur contribution aux émissions globales. Une technique de visualisation d'écoulement pariétal, associée à des simulations numériques tridimensionnelles, ont été mises en oeuvre pour mieux comprendre ces structures de l'écoulement. Les matières granulaires sont un mélange de particules érodibles et non-érodibles. Le caractère érodible étant lié aux propriétés des particules (principalement granulométrie et masse volumique), ainsi qu'à la vitesse du vent incident. Dans ce cadre, deux types d'études ont été menées: des essais expérimentaux d'envol de particules dans une soufflerie et des simulations numériques tridimensionnelles avec un logiciel open-source de mécanique des fluides (Code_Saturne). Une technique originale a ainsi été développée pour quantifier, par une pesée en continue, l'influence des particules non-érodibles sur le flux massique envolé. En parallèle, le comportement des particules sur la surface est analysé à l'aide de clichés photographiques. L'analyse de l'effet des particules non-érodibles au niveau local est réalisée grâce à des simulations numériques pour des configurations polydispersées. Les résultats présentés dans ce mémoire constituent de premiers éléments pouvant possiblement contribuer à l'amélioration des modèles actuels de quantification des émissions de particules par une meilleure intégration et pris en compte de la présence de particules non-érodibles pour les matières présentant de larges spectres granulométriques.

Dans cette thèse, on étudie de manière précise les effets de la rotation rapide sur les oscillations stellaires. Les méthodes précédentes étaient inadéquates par rapport aux exigences de l'astérosismologie, soit parce qu'elles prenaient en compte de manière perturbative la rotation, ce qui les limite à de faibles vitesses de rotation, soit à cause d'une précision numérique insuffisante. Pour répondre à ces difficultés, on développe ici une approche complète basée sur l'utilisation de méthodes spectrales et d'un système de coordonnées qui s'adapte à la forme aplatie de l'étoile. On calcule alors des modes acoustiques et des fréquences propres de modèles polytropiques d'étoiles en rotation uniforme. À partir des résultats obtenus, on établit, pour la première fois, des domaines de validité des méthodes perturbatives. On analyse, par ailleurs, l'organisation asymptotique du spectre de fréquences et la structure géométrique des modes de pulsations à des vitesses de rotation élevées.

Dans cette thèse, on étudie de manière précise les effets de la rotation rapide sur les oscillations stellaires. Les méthodes précédentes étaient inadéquates par rapport aux exigences de l'astérosismologie, soit parce qu'elles prenaient en compte de manière perturbative la rotation, ce qui les limite à de faibles vitesses de rotation, soit à cause d'une précision numérique insuffisante. Pour répondre à ces difficultés, on développe ici une approche complète basée sur l'utilisation de méthodes spectrales et d'un système de coordonnées qui s'adapte à la forme aplatie de l'étoile. On calcule alors des modes acoustiques et des fréquences propres de modèles polytropiques d'étoiles en rotation uniforme. À partir des résultats obtenus, on établit, pour la première fois, des domaines de validité des méthodes perturbatives. On analyse, par ailleurs, l'organisation asymptotique du spectre de fréquences et la structure géométrique des modes de pulsations à des vitesses de rotation élevées.

Comprendre le processus de formation stellaire est un objectif majeur en astronomie. Sur ce sujet les observations ne donnent que très peu d'information, et les modèles numériques sont donc naturellement privilégiés. De tels modèles s'attachent à suivre la dynamique du gaz, sous l'effet de processus physique variés, ce qui nécessite un temps de calcul très important et ne permet pas de modéliser l'évolution au delà de 0.2 Myr environ. Or les résultats observationnels sont essentiellement issus du champ galactique proche, des amas évolués, voire des regions jeunes ou associations d'étoiles, dont l'âge peut varier de 1 Myr à quelques Gyr. Par conséquent, il est nécessaire pour comparer les résultats des modèles aux observations de comprendre ce qu'il se passe durant cet intervalle de temps. La formation stellaire tend à produire des étoiles en groupes, à partir de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire turbulent. A mesure que les étoiles se forment, le gaz est éjecté et l'évolution est dominée par les interactions gravitationnelles. Suivre l'évolution sous l'effet de ces interactions est couramment utilisé afin de contraindre les modèles et de mieux comprendre l'origine des populations stellaires observées. Les étoiles se forment en sous-groupes ou structures hiérarchisées, qui peuvent ensuite fusionner pour donner des amas stellaires proche des amas ouverts, ou au contraire finir en associations distinctes. Dans ma thèse, je me suis intéressé à l'évolution dynamique de petits groupes d'étoiles, jusqu'alors peu étudiés par rapport aux groupes à 1000 ou 10^4 étoiles. J'ai simulé l'évolution de groupes à N < 100, dans le but d'en étudier la dynamique d'un point de vue statistique, grâce notamment au grand nombre de simulations effectuées, et afin d'identifier les signatures observationnelles propres à une situation initiale donnée. A partir d'un grand nombre de configurations initiales (avec N=20, 50, 100, un rayon typique de 0.025 pc à 1 pc) et 500 simulations par configurations, j'ai étudié l'évolution dynamique de groupes composés d'étoiles de même masse ou comprenant un spectre de masse, et sans population de binaire initiale. L'évolution de tels groupes s'est révélée similaire à celle de groupes plus grands, mais avec une phase d'effondrement plus rapide et surtout moins prononcée. Je décris le comportement moyen menant à une lente expansion de l'amas, ainsi qu'une voie d'évolution très différente, apparaissant dans 17% des cas étudiés, où l'amas est complètement dispersé suite à l'éjection d'une binaire centrale serrée. J'ai également recherché dans quelle mesure les données en densité et en vitesse 3D pouvaient permettre d'identifier l'état dynamique initial d'un groupe. L'utilisation de ces seules données suffisait dans certain cas à déterminer la densité initiale, mais elles devraient être complétées par des données concernant la population de binaire. Ce travail pourra être mis en application pour étudier l'origine dynamique d'association ou de groupes stellaires connus. Enfin, j'ai effectué un grand nombre de simulations numériques dans le but de reproduire l'état observé de l'amas eta Chamaeleontis par pure évolution dynamique à partir de conditions initiales standards. Cette association présente des caractéristiques d'amas évolué, telle que son spectre de masse pauvre en objets de faible masse et l'absence de binaires larges. Je montre que ces propriétés ne peuvent pas être reproduites uniquement par la dynamique, et sont donc les traces d'un processus de formation non standard.

Cette thèse est dédiée aux processus de transport de moment cinétique et de flux magnétique dans les disques faiblement magnétisés et faiblement ionisés ; l’influence des effets microphysiques sur la dynamique du disque à grande échelle y est centrale. Dans un premier temps, j’exclue les effets de stratification et j’examine l’impact des effets MHD non-idéaux sur la turbulence dans le plan du disque. Je montre que l’écoulement peut spontanément s’organiser si la fraction d’ionisation est assez faible ; dans ce cas, l’accrétion est stoppée, et le disque exhibe des anneaux axisymétriques susceptibles d’affecter la formation planétaire. Dans un second temps, je caractérise l’interaction du disque avec un vent magnétisé via un modèle global de disque stratifié. Ce modèle est le premier à décrire globalement les effets MHD non-idéaux d’après un réseau chimique simplifié. Il révèle que le disque est essentiellement non-turbulent, et que le champ magnétique peut adopter différentes configurations globales, affectant drastiquement les processus de transport. Un nouveau processus d’auto-organisation est identifié, produisant aussi des structures axisymétriques, tandis que le précédent est invalidé par l’action du vent. Les propriétés des vents magnéto-thermiques sont examinées pour différentes magnétisations, permettant de discriminer les vents magnétisés des vents photo-évaporés par leur efficacité d’éjection. / This thesis is devoted to the transport of angular momentum and magnetic flux through weakly ionized and weakly magnetized accretion disks ; the role of microphysical effects on the large- scale dynamics of the disk is of primary importance. As a first step, I exclude stratification effects and examine the impact of non-ideal MHD effects on the turbulent properties near the disk midplane. I show that the flow can spontaneously organize itself if the ionization fraction is low enough ; in this case, accretion is halted and the disk exhibits axisymmetric structures, with possible consequences on planetary formation. As a second step, I study the disk-wind interaction via a global model of stratified disk. This model is the first to compute non-ideal MHD effects from a simplified chemical network in a global geometry. It reveals that the flow is essentially laminar, and that the magnetic field can adopt different global configurations, drastically affecting the transport processes. A new self-organization process is identified, also leading to the formation of axisymmetric structures, whereas the previous mechanism is discarded by the action of the wind. The properties of magneto-thermal winds are examined for various magnetizations, allowing discrimination between magnetized and photo-evaporative winds based upon their ejection efficiency.

Les coulées de laves sont les produits volcaniques les plus représentatifs des éruptions effusives. Elles sont formées quand le magma est extrudé et se répand à la surface de la Terre. Quand la lave arrive en surface, elle perd de la chaleur et refroidit. Le refroidissement affecte directement les propriétés rhéologiques de la lave, jusqu’à arrêter son écoulement. Les paramètres rhéologiques qui contrôlent la dynamique des coulées de laves sont la viscosité et le seuil de plasticité, qui dépendent eux-mêmes de la composition chimique, de la cristallinité et de la teneur en bulles. Il existe de nombreux modèles d’estimation de la rhéologie, la plupart développés pour les coulées de lave basaltiques et quelque uns pour les coulées de lave andésitiques. Les coulées de laves peuvent grandement affecter les régions peuplées, les infrastructures et l’environnement. Un moyen de prévoir les futurs dégâts est de développer des modèles numériques pour prévoir la propagation des coulées de laves sur des topographies volcaniques réelles. Cette méthode difficile combine la topographie, la rhéologie, la perte de chaleur et la dynamique de l’écoulement pour simuler l’emplacement d’une coulée de lave précise. Le code numérique VolcFlow, qui est basé sur une approche moyennée verticale, est capable de reproduire les caractéristiques principales des dépôts comme la morphologie, la longueur et l’épaisseur. Dans cette étude sont proposés trois modèles implémentés dans VolcFlow et ayant pour but de simuler des coulées de laves. Le premier est isotherme, le deuxième inclut le refroidissement et les variations rhéologiques associées, et le troisième prend en considération la déformation de la croûte à la surface de la coulée et son effet sur l’emplacement de la coulée. Afin de vérifier la validité des différentes approches, les modèles sont testés sur quatre cas d’étude : deux coulées de lave de composition basaltique (expérience de basalte fondu de Syracuse lava Project et la coulée de lave d’août novembre 2015 du Piton de la Fournaise, France) et deux de compositions andésitique (la coulée de lave du 4-5 décembre 2015 du Tungurahua et trois coulées de lave du Reventador, Equateur). Les résultats des simulations montrent que le modèle isotherme peut reproduire les coulées même s’il ne prend pas en compte les variations de rhéologie et le refroidissement. Le modèle incluant la cristallisation, induite par le refroidissement de la lave au cours de son écoulement, et les variations rhéologiques associées donne de très bons résultats mais est très sensible aux paramètres d’entrée, en particulier à la viscosité, elle-même très dépendante de la composition chimique et de la température. Enfin, le modèle prenant en compte le refroidissement et les variations de rhéologie par une loi synthétique sigmoïde montre une bonne cohérence dans tous les cas simulés, sauf pour le Piton de la Fournaise. Le modèle visant à simuler la formation d’une croûte à la surface de la lave et sa percée par l’écoulement sous-jacent amène uniquement à l’épaississement de la croûte. Le mécanisme de percée n’est pas reproduit avec VolcFlow. / Lava flows are the most representative volcanic products of effusive eruptions and are formed whenthe magma is extruded and flows on the surface. When lava flows reach the surface they lose heat and cool.Cooling affects directly the rheology of the lava up to a point where it cannot flow anymore. Rheologicalparameters that control the dynamics of lava flows are the viscosity and the yield strength which in turndepends on the chemical composition, crystallinity and bubble content. There exist numerous models forthe rheology estimation, mostly developed for basaltic lava flows and few for andesitic ones.Lava flows can highly affect populated areas, infrastructures and environment. A way to forecastthe future damages is to developed numerical codes of the lava propagation on real volcanic topography.This challenging method combines the topography, the rheology, the heat loss, and flow dynamics tosimulate the emplacement of a particular lava flow. The numerical code VolcFlow which is based on thedepth-averaged approach is able to reproduce the main physical characteristics of the deposits likemorphology, length and thickness. Here 3 models are proposed for their implementation in VolcFlow withthe aim to simulate lava flows. One model is isothermal, the second includes cooling and the associatedrheological variations, and the third takes into account the crust formation and its effect on the flowemplacement. To check the validity of the different approaches, the models were tested with four studycases, two with basaltic compositions (molten basalt experiment of the Syracuse lava Project and the August-November, 2015 lava flow from Piton de la Fournaise, France) and two with andesitic compositions (theDecember 4th-5th lava flow from Tungurahua, Ecuador, and three lava flows from El Reventador,Ecuador). Results of the simulations shows that the isothermal model can reproduce the flows even if itdoes not consider the cooling and rheology variation. The model that includes rheological laws as functionof crystallization induced by cooling down flow can give very good results but is very sensitive to the inputdata, in particular to the fluid viscosity that is very dependent on chemical composition and temperature.Finally, the model that includes cooling and synthetic sigmoid rheological law shows good coherence for allthe cases except at Piton de la Fournaise. The model that aims to simulate the formation of a crust on thelava flow surface, lava flowing underneath and break-out mechanisms leads to the thickening of the crust.Hence, break-out mechanism is not reproduced with VolcFlow.

Comprendre le processus de formation stellaire est un objectif majeur en astronomie. Sur ce sujet les observations ne donnent que très peu d'information, et les modèles numériques sont donc naturellement privilégiés. De tels modèles s'attachent à suivre la dynamique du gaz, sous l'effet de processus physique variés, ce qui nécessite un temps de calcul très important et ne permet pas de modéliser l'évolution au delà de 0.2 Myr environ. Or les résultats observationnels sont essentiellement issus du champ galactique proche, des amas évolués, voire des regions jeunes ou associations d'étoiles, dont l'âge peut varier de 1 Myr à quelques Gyr. Par conséquent, il est nécessaire pour comparer les résultats des modèles aux observations de comprendre ce qu'il se passe durant cet intervalle de temps. La formation stellaire tend à produire des étoiles en groupes, à partir de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire turbulent. A mesure que les étoiles se forment, le gaz est éjecté et l'évolution est dominée par les interactions gravitationnelles. Suivre l'évolution sous l'effet de ces interactions est couramment utilisé afin de contraindre les modèles et de mieux comprendre l'origine des populations stellaires observées. Les étoiles se forment en sous-groupes ou structures hiérarchisées, qui peuvent ensuite fusionner pour donner des amas stellaires proche des amas ouverts, ou au contraire finir en associations distinctes. Dans ma thèse, je me suis intéressé à l'évolution dynamique de petits groupes d'étoiles, jusqu'alors peu étudiés par rapport aux groupes à 1000 ou 10^4 étoiles. J'ai simulé l'évolution de groupes à N < 100, dans le but d'en étudier la dynamique d'un point de vue statistique, grâce notamment au grand nombre de simulations effectuées, et afin d'identifier les signatures observationnelles propres à une situation initiale donnée. A partir d'un grand nombre de configurations initiales (avec N=20, 50, 100, un rayon typique de 0.025 pc à 1 pc) et 500 simulations par configurations, j'ai étudié l'évolution dynamique de groupes composés d'étoiles de même masse ou comprenant un spectre de masse, et sans population de binaire initiale. L'évolution de tels groupes s'est révélée similaire à celle de groupes plus grands, mais avec une phase d'effondrement plus rapide et surtout moins prononcée. Je décris le comportement moyen menant à une lente expansion de l'amas, ainsi qu'une voie d'évolution très différente, apparaissant dans 17% des cas étudiés, où l'amas est complètement dispersé suite à l'éjection d'une binaire centrale serrée. J'ai également recherché dans quelle mesure les données en densité et en vitesse 3D pouvaient permettre d'identifier l'état dynamique initial d'un groupe. L'utilisation de ces seules données suffisait dans certain cas à déterminer la densité initiale, mais elles devraient être complétées par des données concernant la population de binaire. Ce travail pourra être mis en application pour étudier l'origine dynamique d'association ou de groupes stellaires connus. Enfin, j'ai effectué un grand nombre de simulations numériques dans le but de reproduire l'état observé de l'amas eta Chamaeleontis par pure évolution dynamique à partir de conditions initiales standards. Cette association présente des caractéristiques d'amas évolué, telle que son spectre de masse pauvre en objets de faible masse et l'absence de binaires larges. Je montre que ces propriétés ne peuvent pas être reproduites uniquement par la dynamique, et sont donc les traces d'un processus de formation non standard. / Understanding the star formation process is a key issue in astronomy. Since direct observation provide only very limited information, this issue is investigated by models. Such models need to take into account complex physical processes while following the gas dynamics, so that simulations need a lot of time to run and do not follow the star formation process for longer than 0.2 Myr. The best known observational results concerns the field population, evolved open clusters or younger clusters or associations, which are between 1 Myr and a few Gyr old. Therefore in order to compare the results from models to known observations, we need to bridge the gap between the two. Star formation appears to produce groups of stars from the collapse of turbulent molecular clouds. As stars form, the gas is progressively ejected from the cluster, and the evolution is dominated by gravitational interactions. Following the dynamical evolution of a group of star using N-Body codes is a standard way used to constraint the models and understand the origin of the different populations. Star formation may produce sub-structure or small groups that merge to form bigger entities, or end up as loose association. In my thesis I focused on the dynamics of small groups, that have not been investigated as thoroughly as 1000 or 10^4 star groups. I performed N-Body simulations of small stellar groups, with N<100, in order to study their dynamics using a statistical approach, made possible by running a large number of simulations, and to find some observational signatures of given initial conditions. This approach enable to take full account of stochastic effects due to dynamical interactions. Using a large number of initial configurations (with N=20, 50, 100, a typical radius from 0.025 pc to 1 pc) and a sample of 500 simulations per configuration, I looked at equal mass groups as well as groups having a mass spectrum, without any binary initially. Such small groups show similar evolution to bigger groups, but with faster and less pronounced collapse phase. I described the average behaviour of slow expansion of the cluster, and an alternative evolution, occurring with 17% probability, that ended in the complete dissolution of the group due to ejection of a central binary. Searching for a way to identify the initial configuration from observational measure, I looked at the complementarity of density and 3D velocity and was able to show that it could be sufficient in some cases to determine the initial density. Further investigations are needed to take into account the information on the binary population and will be used to investigate the formation of known associations or young regions. Finally, I ran a large number of simulations, aiming at reproducing the observed state of the eta Chamaeleontis from standard initial conditions and pure dynamical evolution. This association properties are consistent with a dynamical evolved cluster, namely low-mass object poor and having only tight binaries. I showed that these properties cannot be reproduced with pure dynamical evolution from standard initial mass function and binary population, meaning that its particular features must have been pristine.

La présente étude a pour objectif d’évaluer l’effet de l’augmentation du jeu fonctionnel en tête d’aube de la roue mobile sur les performances globales et les instabilités aérodynamiques en compresseur centrifuge à fort taux de pression. Pour ce faire, le compresseur TM-Pi9, développé et produit par Turbomeca, installé sur le banc d’essai 1 MW du Laboratoire de Mécanique des Fluides et d’acoustique, a servi de support de recherche. Les mesures de performances globales, associées à des sondages par anémométrie LASER à effet Doppler ainsi que des enregistrements de pression instationnaire au carter, sur l’ensemble de l’étage de compression, ont permis d’acquérir une base de données expérimentales dans deux configurations de jeu, de la vitesse nominale (Nn) à la vitesse de ralenti (0.6 Nn). Ces résultats sont confrontés et complétés par des simulations numériques stationnaires, instationnaires chorochroniques et 360°, convergées avec le code elsA développé par l’ONERA et le CERFACS.À la vitesse de croisière, l’élargissement du jeu en tête d’aubage de 6% à 10% (taille du jeu au niveau du bord de fuite des aubes rapportée à la hauteur de veine en sortie de rouet) génère une hausse des débits de jeu, sensiblement proportionnelle à l’augmentation de l’espace fonctionnel. L’accroissement des débits de jeu ne modifie pas la position du sillage de la structure jet-sillage qui reste localisé autour de l’aube intercalaire. Le sillage devient néanmoins plus large. La modification de géométrie engendre principalement une dégradation du taux de pression de l’étage (~3%), imputable aux pertes non-visqueuses dans le rouet, c’est-à-dire une sous-déviation de l’écoulement imposée par le jet issu du jeu. L’élargissement de la hauteur de l’espace fonctionnel provoque une baisse du débit de blocage, conséquence de la réduction de la pression statique au niveau du col du diffuseur. Le rendement de l’étage subit expérimentalement une dégradation de 1%, au point de fonctionnement rendement maximum et aucune évolution proche pompage. La modification du rendement est soumise à deux effets opposés. D’une part, l’augmentation des débits de jeu provoque plus de pertes visqueuses au sein de l’ensemble des écoulements de jeu. Mais d’autre part, le sillage étant plus large, les structures tourbillonnaires sont moins confinées ; en résulte une diminution de la vorticité. L’accumulation d’entropie dans le sillage est ainsi plus faible. Quelles que soient la vitesse de rotation et la configuration de jeu, le pompage est initié de manière brutale dans le diffuseur aubé par un décollement de couches limites sur la face en dépression des aubages, proche du moyeu. Cette séparation résulte de l’interaction entre la couche limite de coin et l’onde de choc détachée du bord d’attaque des aubes du diffuseur. À faible vitesse de rotation et petit débit, une instabilité aérodynamique affecte l’inducteur du rouet (zone située entre le bord d’attaque des aubes principales et le bord d’attaque des aubes intercalaires). Elle peut être associée à une « instabilité tournante du tourbillon de jeu » qui est induite par une surincidence de l’écoulement sur les aubes principales du rouet. Il s’agit d’un phénomène de mild-stall précurseur d’un décollement tournant progressif dans le rouet. Ce dernier n’est cependant pas enregistré car le diffuseur induit le pompage à débit plus important. Des systèmes de contrôle d’écoulement dans le diffuseur et dans le rouet sont alors proposés, afin d’élargir la plage de fonctionnement du compresseur. / This present study is focused on the effect of the impeller blades tip clearance increase on the overall performance and aerodynamic instabilities in high-pressure centrifugal compressor. The test case is a centrifugal compressor stage (TM-Pi9) designed and built by Turbomeca which is used in a helicopter engine. The compressor stage is mounted on the 1 MW test rig of the Laboratoire de Mécanique des Fluides et d’Acoustique at the Ecole Centrale de Lyon in France. Experimental investigations consist in the overall performance acquisitions, LASER Doppler Anemometry measurements and unsteady pressure measurements up to 150 KHz for two tip clearance configurations from the nominal rotation speed to 60% of the nominal rotation speed. Steady and unsteady (phase-lagged and full simulations) simulations are also performed using the elsA code developed by the ONERA and CERFACS. Two tip clearances are tested. In the first case used as reference, the tip gap represents 6% of the section height at the impeller exit. In the second case, the impeller is moved axially, which results in an increased tip gap essentially in the radial part of the impeller. Thus in the second case, the tip clearance at the impeller exit corresponds to 10% of the section height. At the cruise rotation speed, from the reference to the increased tip clearance configurations, the tip leakage mass flows are increased. The tip leakage mass flow increase is quasi-proportional to the tip clearance height enlargement. But the position of the wake of the jet-wake flow pattern is not affected by the modification of the tip leakage mass flows. However the wake becomes wider. The tip clearance modification mainly deteriorates the total-to-static pressure ratio (~3%),which is due to inviscid losses in the impeller (under-deviation of the flow near the blades tip). A lower choking mass flow is reached in the increased tip clearance case compared with the reference configuration, due to the static pressure drop at the diffuser throat. The isentropic stage efficiency is experimentally decreased by 1% at the peak efficiency operating point. Near surge, no change in the stage efficiency is measured. From the reference to the increased tip clearance configurations, the stage efficiency is, in fact, subject to two opposite effects. On the one hand, higher tip leakage mass flows cause more viscous losses in the tip leakages and vortices. On the other hand, the wake of the jet-wake flow pattern being wider, the vortices are less confined, resulting in a decrease of the vorticity. The accumulation of entropy in the wake is thus weaker. Whatever the tip clearance configuration and the rotation speed, the surge is triggered by a boundary layer separation near the hub on the suction side of the diffuser vanes. This separation is due to the interaction between the corner boundary layer and the shock wave detached from the leading edge of diffuser vanes. At low rotation speed, disturbances in the inducer (between the leading edge of the main blade and the leading edge of the splitter blade) were recorded. These disturbances can be associated to “rotating tip clearance disturbances” which are generated by the over-flow-incidence on the impeller main blades. This phenomenon is a mild-stall precursor of a rotating stall in the impeller. The rotating stall in the impeller is not recorded because the surge occurs in the diffuser at higher mass flow. Active and passive flow control systems in the diffuser and the impeller are proposed in order to increase the operating range of the TM-Pi9 compressor.

L'interaction entre le vent solaire (VS) et la magnétosphère (MSP) terrestre se fait par l'intermédiaire de la magnétopause (MP). Le VS éjecté du Soleil, voyage transportant avec lui le champ magnétique interplanétaire (CMI). Ce dernier interagit avec le champ géomagnétique provoquant le phénomène de reconnexion magnétique (RM). La RM permet l'entrée d'une grande quantité de particules du VS dans la MSP. Si le CMI est dirigé vers le nord, la RM peut avoir lieu à haute latitude, mais n'est pas assez efficace pour justifier la quantité de plasma typique du VS, observée par les satellites à l'intérieur de la MSP. En outre, dans les cas où le CMI est dirigé vers le nord, la formation d'une couche de mélange est observée à basse latitude. Les tourbillons de Kelvin-Hemholtz (KH) fournissent un mécanisme efficace pour la formation d'une couche de mélange à la MP. Les simulations numériques montrent que l'évolution temporelle de l'instabilité de KH dépend fortement des profils initiales à grande échelle. La comparaison des données spatiales et des simulations numériques est donc d'une importance fondamentale dans ce contexte. Les principaux résultats obtenus au cours de ce travail sont la caractérisation de la turbulence à l'intérieur des tourbillons de KH, ainsi que des événements de RM à petite échelle; la sélection d'un événement où nous avons une combinaison des données des satellites avant et après KHI se développe; l'observation d'un décalage entre les profils de densité et de vitesse et constat que ce décalage initial entraîne une évolution différente de la simulations numériques qui est en accord avec les observations satellites. / Solar Wind (SW) and the Earth's magnetosphere interaction is mediated by the magnetopause. The SW carries with it the Interplanetary Magnetic Field (IMF) which interacts with northwards geomagnetic field lines causing magnetic reconnection (MR) events that make SW particles to be tranferred into the Earth's magnetosphere. If the IMF is directed northward, MR takes place at high latitude, but it is not efficient enough to justify the amount of SW plasma observed by satellites inside the magnetosphere. During northwards conditions one observe the formation of a wide boundary layer (BL) at the low latitude. This BL is thought to be driven by the the Kelvin-Helmholtz instability (KHI) , originating from the velocity shear between SW and the almost static near-Earth plasma. Numerical simulations (NS) have shown that the long time evolution of the KHI depends strongly on the initial large scale field profiles used as initial conditions. In order to make a further step towards the comprehension of this complex system, it is imperative to combine satellite data and NS. The idea here is to initialize NS by using in-situ observations of the main field profiles since only a correct initialization can reproduce the correct dynamics. The main results achieved in this work are: characterize the turbulence inside KH vortices and the small scale MR; select one event where there is a combination of a satellite measurements before and after KH develops, find that density and velocity profiles are shifted by a distance comparable to their shear lengths and that this initial shift cause a different evolution of the KHI leading to a final state in agreement with satellites observations.