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).

La migration planétaire est un phénomène apparemment inévitable lors de la formation des planètes dans les disques protoplanétaires. Les interactions gravitationnelles entre les embryons de planète et le disque de gaz font décroître le moment cinétique de l'embryon, qui spirale vers l'étoile centrale. Le temps de migration étant plus court que la durée de vie du disque, aucune planète ne devrait survivre (chapitres 1 et 2). Dans cette thèse, nous essayons de trouver des mécanismes qui empêchent ou ralentissent la migration.<br /><br />Dans le chapitre 3, nous montrons qu'un saut dans le profil de densité du disque de gaz bloque la migration et agit comme un piège à planète. Ainsi bloqué, un coeur solide massif peut accrèter une atmosphère gazeuse et devenir une planète géante. La planète est alors assez massive pour repousser le gaz et ouvrir un sillon autour de son orbite. En analysant des simulations numériques, nous mettons en évidence le rôle des effets de pression dans ce processus dans le chapitre 4 ; un nouveau critère unifié d'ouverture du sillon en découle. Après la présentation dans le chapitre 5 d'un nouvel algorithme fiable et performant pour réaliser des simulations numériques, nous l'utilisons dans le chapitre 6 pour étudier la migration d'une planète géante et son impact sur l'évolution du disque. La formation d'une cavité s'avère moins facile que prévu, mais une possibilité d'arrêter la migration apparaît. Enfin, dans le chapitre 7, nous étudions le cas de Jupiter et Saturne, et trouvons dans quelles conditions les interactions entre les deux planètes en empêchent la migration.

La thèse présente une étude de perturbations ionosphériques mesurées à basse et moyenne latitude. Deux systèmes de mesures HF différents sont utilisés. Ils donnent lieu a deux parties différentes. <br />La première partie de la thèse analyse les données enregistrées par le radar HF du LDG en 1993 à l'équateur magnétique. Des observations montrent la présence d'échos radar assez complexes dont il est difficile de déterminer la ou les origines. Une analyse très détaillée des paramètres en jeu (caractéristiques du radar, effet de propagation aux différentes fréquences utilisées, et mécanismes de formation des irrégularités dans l'ionosphère équatoriale) est menée. Une simulation numérique a permis de comprendre la structure des échos formés par réflexion ou diffusion de l'onde radar sur les différentes irrégularités présentes dans l'ionosphère équatoriale. Une seconde étude a été menée montrant pour la première fois à ces latitudes avec un radar l'observation d'irrégularités le jour dans la région F de l'ionosphère. <br />La seconde partie de la thèse examine les effets de deux sources différentes (éclipse solaire et séismes importants) mesurés avec le réseau HF de Francourville. <br />L'éclipse solaire du 11 août 1999 a modifié le terme de production des électrons pendant trois heures. Avec des ionogrammes et des mesures Doppler, les coefficients des différents processus de perte des électrons et la vitesse de transport des ions et des électrons ont été calculés. L'onde de gravité créée par le passage supersonique de l'ombre de la Lune sur l'atmosphère terrestre a été nettement identifiée dans les mesures ionosphériques et dans des mesures infrason complémentaires. On distingue une source différente pour les deux altitudes de mesure : source stratosphérique pour les mesures faites au sol et source locale pour les mesures ionosphériques. Enfin, une cartographie de la variation temporelle de la perturbation due à l'éclipse au dessus de l'Europe occidentale à 180 km d'altitude a été réalisée avec l'apport des données de 11 autres ionosondes. <br />Entre août et novembre 1999, les effets de 8 séismes de magnitude de surface supérieure à 6 ont été mesurés dans l'ionosphère. Les sismogrammes sont comparés aux mesures Doppler. On évalue avec les mesures Doppler l'effet du filtre thermosphérique pour les ondes acoustiques.

Les processus d'éjection de masse des étoiles sont un phénomène largement répandu. Les vents, les jets stellaires ou les jets extra-galactiques sont caractérisés par une forte accélération du plasma éjecté et une morphologie plus ou moins bipolaire, plus ou moins focalisée le long de l'axe de rotation de la source. Nous avons effectué différentes analyses des rôles de la pression, du champ magnétique et de la rotation du plasma dans les processus de formation et d'accélération des jets et sur leur stabilité. Les travaux exposés montrent, en particulier, le rôle essentiel du couplage magnétocentrifuge et du gradient de densité aussi bien dans la formation que dans la stabilisation des jets. L'étude des écoulements de vents de disques et de couronnes, nous a amené à étudier en détails le rôle des surfaces critiques et leur lien essentiel avec les conditions limites. Nous avons montré l'analogie des écoulements MHD avec la métrique des trous noirs : les surfaces critiques sont l'analogue des horizons. Il existe aussi des ergosphères MHD, distinctes des horizons, qui n'ont pas nécessairement le rôle prédominant qu'on leur a parfois accordé. Les modèles autosimilaires de vents de couronne nous ont permis d'établir des critères originaux sur la collimation des vents en jets et de relier la focalisation la distribution d'énergie sur la source. Par ailleurs, nous avons introduit la notion de rotateurs magnétiques efficaces et inefficaces pour distinguer entre les sources de jets confinés thermiquement et celles de jets confinés magnétiquement. L'application de ces modèles au vent solaire (données de la sonde Ulysse) et aux jets d'étoiles jeunes (jets de classes 2), nous a permis de valider les critères de collimation. Nous avons proposé un scénario pour l'évolution des jets en vents au cours de l'évolution stellaire, tout en proposant une autre origine pour la formation des jets protostellaires de classe 0. Par ailleurs, ces mêmes critères nous ont permis d'avancer une nouvelle interprétation de la classification des jets extragalactiques. Pour ces jets, une extension relativiste des modèles, sur laquelle nous travaillons, est cependant nécessaire.

Les étoiles de type solaire naissent de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire. Celui-ci s'accompagne de la formation d'un coeur chaud au sein d'une protoétoile, et de régions de choc provoquées par l'éjection de matière. Dans ces environnements chauds que sont le coeur et les régions choquées, le soufre, piégé à la surface des grains de poussières, s'évapore dans le gaz, sous une forme encore inconnue. Au cours de cette thèse, j'ai étudié l'évolution chimique des différentes composantes d'une protoétoile, en m'intéressant en particulier aux molécules soufrées et à leur possible utilisation pour dater les régions chaudes. Dans un premier temps, j'ai analysé des observations millimétriques de deux régions de formation stellaire de faible masse afin de déduire et contraindre le comportement de ces molécules par rapport aux conditions physiques du gaz. A l'aide d'un modèle de transfert radiatif couplé à un modèle dynamique d'effondrement, j'ai réalisé une étude détaillée de l'émission de SO et SO2 dans les enveloppes protostellaires dans le but d'identifier des transitions permettant de déterminer les profils d'abondance de ces deux molécules dans les protoétoiles. J'ai également développé un modèle chimique qui m'a permis d'étudier en détail l'évolution des composés soufrés et ainsi de déterminer les possibilités et les limites de l'utilisation du soufre comme horloge chimique. J'ai démontré que les rapports d'abondance des molécules soufrées dépendaient plus des conditions physiques du gaz et de la forme initiale du soufre évaporé que du temps. Cependant, une étude au cas par cas sur des sources dont la structure physique est connue permettrait de contraindre à la fois l'âge des sources et la forme initiale de soufre. Des comparaisons entre observations et modèle m'ont permis d'émettre l'hypothèse que le soufre est évaporé des grains sous la forme atomique ou sous une forme rapidement détruite pour donner S.

Les Systèmes Solaires Combinés (SSC), qui répondent aux besoins d'Eau Chaude Sanitaire (ECS) et de chauffage d'un bâtiment, peuvent réaliser des économies d'énergie conséquentes. Cependant, leurs performances dépendent énormément de leur conception, de leur installation et surtout de l'environnement énergétique auquel ils sont confrontés (c'est-à-dire les besoins thermiques du bâtiment et les ressources solaire). A ce jour, il est impossible de prédire l'économie d'énergie qu'un SSC permettrait de réaliser. Il n'existe aucun test normatif permettant la caractérisation des performances des SSC, ce qui pénalise le développement de son marché. La méthode SCSPT (Short Cycle System Performance Test) a pour objectif d'évaluer les performances annuelles des SSC à partir d'un test de 12 jours sur banc d'essai thermique semi-virtuel. Sa particularité est de considérer chaque système comme un unique ensemble ce qui permet, contrairement aux méthodes de type " composant ", de prendre en compte les vraies interactions entre les éléments des SSC lors de leur test. Elle montre de très bons résultats mais ceux-ci sont limités à la prédiction des performances du système pour le seul environnement énergétique adopté lors du test. Ces travaux de recherche proposent une amélioration de la procédure SCSPT en lui ajoutant une étape d'identification d'un modèle générique de SSC à partir de données expérimentales. De cette manière, le modèle identifié pourrait simuler le comportement du SSC testé sur différentes séquences annuelles pour n'importe quel environnement énergétique et ainsi caractériser ses performances (à l'aide de la méthode FSC par exemple). L'architecture proposée pour ce modèle est du type " Boite Grise ". Elle mêle une partie " Boite Blanche " composée d'équations physiques caractéristiques de certains éléments du SSC et une partie " Boite Noire " constituée principalement d'un réseau de neurones artificiels. Une procédure complète est conçue pour entrainer et sélectionner un modèle correspondant aux SSC à partir des données de leur test sur banc d'essai semi-virtuel. Cette approche a été validée numériquement grâce à des simulations de trois modèles détaillés de SSC sous TRNSYS. En comparant leurs résultats annuels avec ceux des modèles " Boites Grises " entrainés à partir d'une séquence 12 jours, ces derniers sont capables de prédire la consommation en énergie d'appoint de manière très précise pour 27 environnements énergétiques différents. L'application concrète de cette nouvelle procédure a été réalisée expérimentalement sur deux SSC réels. Elle a confirmé que l'approche était pertinente et cohérente. Elle a également permis d'identifier quelques améliorations pour que la méthode soit totalement opérationnelle. Ce travaux offrent une base pour avancer dans l'élaboration d'une méthode complète et fiable de caractérisation des SSC qui pourraient conduire à une nouvelle procédure de normalisation (et d'envisager un étiquetage énergétique des SSC).

Compte-tenu des défis énergétiques actuels, les systèmes électriques hybrides présentent un atout intéressant en vue d'une meilleure maîtrise de l'énergie, en particulier lors de l'usage de sources d'énergies renouvelables. Ces systèmes permettent de diversifier les sources afin de bénéficier de chacune d'entre elles en respectant leurs propres caractéristiques. Bien entendu, une stratégie de contrôle appropriée doit être mise en oeuvre afin de gérer efficacement l'énergie tout en respectant les caractéristiques et contraintes de chacun des composants (sources, charges) du système. De plus, pour des systèmes d'entraînement, l'électronique de puissance permet de récupérer l'énergie durant certaines phases de fonctionnement, évitant ainsi de la dissiper sous forme de chaleur. La présente étude a été appliquée à un système ascenseur alimenté par plusieurs sources. La première partie de ce mémoire expose les problèmes énergétiques auxquels nous devons faire face aujourd'hui (pénuries des ressources, efficacité énergétique) pour ensuite se focaliser sur les économies réalisables sur les ascenseurs européens. La structure générale de systèmes électriques hybrides est introduite avec des exemples d'applications. Dans une seconde partie, le dimensionnement du système a été réalisé afin de respecter le cahier des charges d'ascenseurs en termes de performances. De plus, nous avons ajouté diverses sources d'énergie ainsi que la possibilité d'effectuer des phases de récupération. Une modélisation de l'ensemble a permis de mettre au point une stratégie de contrôle pour ce système hybride. Les résultats de simulations ont été reproduits expérimentalement montrant des gains d'efficacité non négligeables. Une plateforme expérimentale a été construite afin de valider la stratégie de commande sur un système réel. Le contrôle s'effectue à l'aide de l'outil de prototypage rapide dSPACE, facilitant ainsi la modification de stratégie. Cette plateforme constitue ainsi un outil complet pour la commande de systèmes électriques hybrides en vue de la gestion d'énergie.

L'effet photovoltaïque est une des voies qui s'est significativement développée au cours des dernières années afin de trouver une alternative à la production d'énergies non-renouvelables. Afin de diminuer le coût de fabrication de ces dispositifs photovoltaïques, une solution consiste à remplacer le silicium par des matériaux organiques. Les cellules solaires organiques sont une technologie en pleine émergence qui ambitionne la fourniture de cellules solaires plus flexibles dans tous les sens du terme : mécanique, fabrication, propriétés électro-optiques. Un défi auquel la recherche est confrontée aujourd'hui est l'obtention de matériaux organiques stables et solubles qui absorbent aux longueurs d'ondes du proche infrarouge. Ce travail de thèse réalisé dans l'Équipe de Recherche Technologique CSPVP de l'Université d'Angers a pour objectif de relever le défi. La première partie de notre travail est consacrée à l'utilisation de nouveaux dérivés de fullerènes. Afin d'améliorer l'absorption du fullerène C60 ou/et de chercher de possibles alternatives au PCBM, des nouveaux composés ont été synthétisés. Ces nouveaux dérivés peuvent être répartis en: dyades C60-PDI(R=OPhtBu, Cl), cyclopropano[60]fullerènes et cyclopropano[70]fullerènes de type Bingel porteurs de deux groupes esters C60(ou 70)>(CO2R1)(CO2R2), et l'adduit-1,4 C60(CH2CO2tC4H9)2. Ces dérivés de fullerènes ont été incorporés dans les couches photo-actives des cellules solaires à base du polymère conjugué poly(3-hexylthiophène) (P3HT), en tant que matériau de type accepteur. Tous ont été utilisés en cellules solaires pour lesquelles nous avons cherché à préciser la relation entre structure moléculaire et performances photovoltaïques via la morphologie de la couche active. Des études supplémentaires ont été effectuées afin de corroborer les résultats photovoltaïques (PV) avec les propriétés physico-chimiques des matériaux. La deuxième partie est consacrée à des études physico-chimiques réalisées sur des différents nanotubes de carbones mono-feuillets (SWCNT) fonctionnalisés par des groupements esters. Ces nanotubes fonctionnalisés présentent une meilleure dispersion dans les solvants organiques. Ils ont été étudiés et comparés à différentes concentrations dans des cellules solaires à base de P3HT :PCBM. Des travaux complémentaires ont été effectués sur des dérivés de poly(phénylène vinylène) (PPV) et des dérivés de polythiophène, et des cellules élaborées à partir de dérivés de carbazole attaché sur le noyau de C60 et déposés sur des substrats ITO/PEDOT :PSS par électropolymérisation. En conclusion, nous passons en revue les paramètres qui contribuent directement aux performances photovoltaïques des cellules étudiées.

Par objet sans atmosphère nous considérons tout objet qui gravite autour du Soleil, de dimension inférieure à 2000 km de diamètre, qui ne peut développer ni garder une atmosphère. Du fait de leur nombre, cette définition englobe essentiellement les astéroïdes (ou les petits corps), les objets trans-neptuniens, les comètes, et certains satellites des planètes. L'intérêt pour les études des petits corps réside principalement dans son apport essentiel à la cosmogonie du Système Solaire. Les deux dernières décennies nous ont permis d'accéder à une connaissance jamais encore atteinte concernant notre système solaire en général et plus particulièrement le domaine des corps de taille réduite (diamètre inférieur à 1000 km). L'image actuelle des petits corps dans le système solaire nous montre une variété de familles et de populations, aussi bien d'objets situés à l'intérieur de l'orbite de la Terre qu' au-delà du système Pluton-Charon. En fonction des orbites des objets sans atmosphère, on parle d'astéroïdes géocroiseurs, de Mars croiseurs, d'astéroïdes de la ceinture principale, d'astéroïdes situés dans des points de stabilité Lagrange, de Centaures, de trans-neptuniens, de comètes à courte ou à longue période. Plusieurs questions fondamentales ont jalonnées les acquis scientifiques concernant les petits corps. Voici celles que l'on peut citer parmi les plus importantes: • Pourquoi n'y a-t-il pas une planète massive entre les orbites de Mars et de Jupiter plutôt que des milliers de planétésimaux ? • Quel est le lien entre les différents catégories de petits corps (astéroïdes, comètes et méteors) ? • Quelle est leur masse volumique ? Que sait-on de leur composition minéralogique ? • S'agit-il de corps massifs ou de « tas de gravas » maintenus par un faible champ gravitationnel ? • Peuvent-ils nous fournir la clé permettant de déchiffrer la composition de la nébuleuse planétaire précédant le système planétaire actuel ? • Comment s'effectue et se répartit le transfert de moment cinétique entre la nébuleuse primordiale, le Soleil et les planètes ? • Comment leur influence a-t-elle marqué l'histoire du système planétaire en général et celle de la Terre en particulier ? Quels sont les moments les plus importants de notre civilisations marqués par leur présence ? Chacune de ces questions est génératrice d'un domaine scientifique distinct, en particulier en cosmogonie du système solaire. Plus concrètement, connaître la nature de la surface des astéroïdes et leur minéralogie, étudier les phénomènes de transfert radiatif dans les cas d'objets sans atmosphère, déterminer leur période de rotation propre (synodique), leur forme, le sens de rotation propre ainsi que la position de l'axe ou des axes de rotation, observer les astéroïdes « in situ » dans plusieurs longueurs d'onde grâce aux sondes spatiales, analyser les mécanismes de résonance ainsi que les processus de collisions mutuelles, font partie de ces « détails » qui permettent de mieux connaître la population astéroïdale et finalement de construire des modèles physiques plus fiables. L'intérêt pour la population de petits corps du système solaire s'est accru aussi grâce à l'important nombre de missions spatiales ayant comme objectif leur étude « in situ ». Le succès des sondes spatiales Galileo, NEAR, a marqué la fin de la dernière décennie du XXème siècle. Pour la première fois, les images et des paramètres physiques obtenus ont permis l'obtention des formes d'astéroïdes, l'analyse de leur surface et de leur « relief », la présence d'un possible champ magnétique ainsi que leur environnement proche. De par son grand nombre, la population astéroïdale représente un « champ d'expérimentation » aussi bien pour des mécanismes dynamiques (résonances, mécanismes de transfert et évolution chaotique des orbites) que pour des modèles physiques. L'analyse poussée des observations de haute qualité obtenues aussi bien « in situ » que par les grands télescopes au sol nous montre une population d'objets d'une grande variété, considérés quelques décennies auparavant simplement comme hypothèses de travail « peu probables ». Les scientifiques se sont rendus à l'évidence de la présence de systèmes doubles parmi les astéroïdes, ils ont accepté également l'astéroïde comme agglomération de petits cailloux maintenus ensemble par un faible champ gravitationnel afin d'expliquer leur faible masse volumique. Les astéroïdes survolés par des sondes spatiales nous ont montré des surfaces criblées de cratères, signe que les collisions dans le système solaire est un phénomène qui a eu une grande importance dans l'état actuel du système solaire. La séparation du noyau de la comète SL9 en plus de 20 parts sous l'effet de marée du champ gravitationnel de Jupiter nous a permis pour la première fois l'observation d'une prévision théorique (la limite Roche) et la mise en évidence de l'aspect « fragile » d'un noyau cométaire, confirmant en partie le modèle de « neige(glace) sale » de Fred Whipple. La recherche scientifique présentée s'inscrit dans l'effort quotidien des scientifiques pour l'exploitation de nouvelles données fournies par des instruments au sol, en utilisant de nouvelles techniques. Cette activité vise également l'obtention de résultats issus de nouveaux intervalles de longueur d'onde (comme celui de l'infrarouge proche dans le cas d'objets sans atmosphère du système solaire) mais également l'amélioration des techniques d'observations et d'optimisation des processus de réduction des données. Plusieurs des ces travaux ont été faits dans le cadre des recherches au sol liées aux missions spatiales en cours (ROSETTA) et futurs (DAWN et VENUS EXPRESS). J'ai employé plusieurs techniques d'observation afin de mieux comprendre les propriétés physiques et dynamiques des corps sans atmosphère de notre système solaire : observations photographiques, photoélectriques ainsi qu'imagerie et spectroscopie par l'intermédiaire des cameras CCD. Les images astronomiques m'ont permis l'étude de leur rotation propres ainsi que leur couleurs (chapitre I.2.). La spectroscopie à la longueur d'onde du visible et du proche infrarouge (chapitre I.3.) ont permis l'analyse plus détaillée de la composition de la surface des objets, la connaissance plus précise de la composition minéralogique et la mise en valeur de la diversité des spectres. La dynamique des petit corps a été abordée également sur plusieurs aspects (chapitre I.4.). L'analyse des spectres des petits corps en proche infrarouge m'a permis d'approfondir davantage les connaissances sur les différents techniques d'observations (chapitre I.1). Ainsi, j'ai pu démarré un projet de création d'un Centre d'Observation à Distance en Astronomie à Meudon, alternative aux campagnes d'observations, sans effectuer la mission au télescope (souvent nécessaires et peu pratiques). Un autre volet dans mes préoccupations scientifiques a été aussi l'exploitation des résultats issus des observations. L'analyse des couleurs et des albédos m'a permis des études statistiques sur des échantillons significatifs d'astéroïdes de la ceinture principale, mais également sur la population des objets trans-neptuniens(chapitre II.1). J'ai pu affiner les taxonomies modernes ainsi que les méthodes d'analyse statistique. Pour la première fois, notre équipe de recherche a effectué des études statistiques sur des couleurs d'objets transneptuniens avec des résultats notables, références pour la caractérisation de cette population mais également pour les scénarios de formation du système solaire.

Depuis les premières mesures in situ du vent solaire en 1960, les propriétés macroscopiques et microscopiques de ce plasma éjecté par le Soleil ont été intensivement étudiées, tant du point de vue théorique qu'observationnel. Aujourd'hui encore, certaines des propriétés du vent solaire sont incomprises, comme par exemple le transport de l'énergie dans un plasma peu collisionnel. Mesurer précisément la température des électrons et leurs propriétés non thermique est nécessaire pour comprendre les propriétés du transport. Pour ce faire, la spectroscopie du bruit quasi-thermique est un outil fiable, en étant moins sensible aux perturbations produites par le satellite que les détecteurs de particules classiques. Le bruit quasi-thermique est produit par les fluctuations du champ électrique causées par le mouvement des charges du plasma directement mesurées par une paire d'antennes reliée à un récepteur radio suffisamment sensible. L'étude de ce bruit permet de déterminer les moments des distributions de vitesses des particules. De nombreux résultats ont ainsi été obtenus à partir du récepteur radio de la sonde Ulysse, en décrivant les distributions des électrons par une somme de Maxwelliennes. Cependant une limitation de l'instrument ne permet pas de mesurer avec une précision suffisante la température totale des électrons avec un tel modèle de fonctions de distribution. Pour pallier à ce problème, une nouvelle méthode d'analyse des spectres de bruit quasi-thermique, utilisant une distribution des électrons de type kappa est proposée. Son application aux données de la sonde Ulysse permet de mesurer les variations avec la distance de la température totale des électrons et de leurs propriétés super thermiques dans le vent solaire. Le profil de température montre un comportement intermédiaire entre adiabatique et isotherme, et le paramètre kappa est constant avec la distance au Soleil. Ces résultats sont en accord avec les modèles exosphériques. Le vent solaire est également en interaction avec l'ensemble des objets du Système Solaire. Deux exemples d'interactions plasma-poussières sont présentés dans la deuxième partie de cette thèse : l'accélération des nanoparticules et leurs découvertes dans le vent solaire à une unité astronomique ; et la modification du champ magnétique interplanétaire par les poussières cométaires. Enfin, un point de vue plus global est adopté. Une comparaison du flux d'énergie, qui dans le cas du vent solaire est observé comme étant très stable temporellement et spatialement, est effectuée pour de nombreux vents stellaires. Cette comparaison met en évidence une similitude entre les étoiles de types solaire et les géantes froides, ainsi qu'une éventuelle conséquence de l'accrétion de matière sur les vents stellaires des T-Tauri.