Au cours des 20 dernières années, le développement des méthodes de télédétection et le succès des missions spatiales ont considérablement enrichi nos connaissances sur les surfaces planétaires révélant une immense diversité de morphologies. Etant le reflet de l'interaction et de la compétition entre des processus géologiques dont les modalités sont variables d'un corps à l'autre, elles sont largement étudiées pour retracer l'histoire géologique des planètes telluriques. En particulier, des informations précieuses sur la nature des processus et sur les lois générales qui contrôlent la formation et l'évolution des paysages sont enregistrées dans le champ topographique qui peut être analysé en tant que champ statistique. Nous rapportons dans cette thèse les résultats d'une étude comparative des propriétés statistiques de la topographie des principaux corps du système solaire en nous appuyant sur le volume croissant de données altimétriques et photogrammétriques. Notre approche est centrée sur la notion de loi d'échelle qui vise à caractériser les symétries du champ en traduisant le caractère auto-similaire des surfaces naturelles : les détails d'une surface ressemblent en général à des versions réduites de l'ensemble. Nous mettons en oeuvre plusieurs méthodes d'analyse de données dites «multifractales» pour dégager le meilleur modèle statistique capable de décrire la topographie dans différents contexte et proposons de nouveaux indicateurs de rugosité à l'échelle globale, régionale et locale. Nous montrons qu'en dépit de leur diversité, les surfaces du système solaire respectent des lois statistiques similaires que nous explicitons. En particulier nous montrons que la distribution globale des pentes d'un corps respecte en général des lois multifractales pour les échelles supérieures à 10-20km et présente une structure statistique différente pour les échelles inférieures. Enfin nous proposons une méthode pour générer des topographies synthétique sphériques dont le propriétés statistiques sont similaires aux topographie planétaire du système solaire. / Over the past 20 years, the development of remote sensing methods and the success of space missions have considerably enriched our knowledge of planetary surfaces revealing an immense diversity of morphologies. Being the reflection of the interaction and the competition between geological processes whose modalities are variable from one body to the other, they are widely studied to trace the geological history of the telluric planets. In particular, precise information on the nature of processes and general laws controlling the formation and evolution of landscapes is recorded in the topographic field which can be analyzed as a statistical field. We report in this thesis the results of a comparative study of the statistical properties of the topography of the main bodies of the solar system based on the increasing volume of altimetric and photogrammetric data. Our approach focuses on the notion of scaling law which aims to characterize the symmetries of the field by translating the self-similar nature of natural surfaces: the details of a surface generally look like reduced versions of the whole. We use several methods of analyzing so-called "multifractal" to derive the best statistical model capable of describing the topography in different contexts and propose new indicators of roughness at the global, regional and local scale. We show that in spite of their diversity, the surface of the solar system respects similar statistical laws. In particular, we show that the overall distribution of the slopes of a body generally respects multifractal laws for scales greater than 10-20 km and presents a different statistical structure for the lower scales. Finally, we propose a method for generating spherical synthetic topographies whose statistical properties are similar to the topographies in the solar system.

L'origine de la matière organique insoluble des météorites et des gaz rares associés est très mal comprise. Des expériences ont été effectuées lors de cette thèse afin de mieux cerner les environnements plausibles de formation. L'adsorption physique basse pression permet de reproduire les abondances et le fractionnement élémentaire des gaz rares pour un intervalle de température de 80-100 K mais ne permet pas de rendre compte de la forte rétention des gaz rares dans la matière organique. De plus, les phénomènes d'adsoprtion n'induisent pas un fractionnement isotopique mesurable. Une expérience de solvatation sur la matière organique insoluble d'Orgueil (CI) révèle le piégeage dans le volume des gaz rares P1. Ces résultats suggèrent un piégeage d'origine mécanique de ces gaz dans la structure organique. Deux mécanismes ont ainsi été testés pour reproduire ces caractéristiques. La sublimation-condensation de matière organique sous atmosphère de xénon ionisé permet de rendre compte du fractionnement isotopique de 1 %/uma observé pour les gaz rares P1 par rapport à la composante solaire. Ces résultats démontrent la possibilité de produire les caratéristiques du pôle P1 à partir d'une nébuleuse de compositon solaire. Cependant, ce mécanisme ne permet pas de reproduire les di-radicaux observés dans la matière organique insoluble des météorites par résonance paramagnétique électronique. Ce résultat tend à favoriser une origine interstellaire de la matière organique des météorites. A ce titre, un autre mécanisme a été étudié : le changement de phase nanodiamants oignons de carbone. Les nanodiamants représentent une importante quantité du carbone interstellaire et peuvent subir une transformation en oignons de carbone sous des conditions thermiques ou d'irradiations intenses. Des expériences de chauffage de nanodiamants sous une atmosphère de xénon ont été réalisées. Elles révélent la très grande rétention thermique du xénon piégé dans la nouvelle structure avec une température maximum de relâche située à 800°C. Outre leur très grande stabilité thermique, les oignons de carbone ont été observés dans les météorites et leur lien génétique avec les nanodiamants en font un des candidats les plus sérieux au titre de porteur des gaz rares P1.

Le travail réalisé au cours de ma de thèse avait pour but de placer de nouvelles contraintes sur la composition du ou des précurseurs organiques présents dans la nébuleuse proto-solaire. Des expériences de thermodégradation ont été mises en place en utilisant des matériaux modèles riches en azote. La spectrométrie de masse à haute résolution (Orbitrap) à été utilisée afin de mieux caractériser les polymères de HCN, autre matériau modèle. Ce travail apporte de nouvelles informations sur la diversité moléculaire de tels matériaux, ainsi que de nouvelles informations sur leur structure. Les expériences de thermodégradation proprement dites ont ensuite été réalisées, afin de mieux comprendre le comportement de l'azote dans les matériaux organiques macromoléculaires, et ainsi apporter de nouvelles contraintes sur l'origine de la matière organique présente dans les différentes classes de cosmomatériaux (chondrites carbonées, IDPs et UCAMMs). Cette série d'expériences nous a permis de mettre en évidence une probable différence de précurseur entre la matière carbonée des IOMs et celle des IDPs et UCAMMs.

Les chondrites carbonées peuvent contenir jusqu'à 4% en masse de carbone, principalement présent sous la forme d'une fraction organique insoluble (MOI) enrichie en deutérium par rapport aux échantillons organiques terrestres. Cet enrichissement a été interprété comme la signature de processus interstellaires. La MOI est constituée d'unités aromatiques assez petites (de 2 à 3 cycles contigus) reliées entre elles par des chaînes aliphatiques courtes et ramifiées. La MOI d'Orgueil et de Murchison a été étudiée par des dégradations thermique et chimique, ainsi que par spectroscopie. Il apparaît à travers les données récoltées que les chaînes aliphatiques contiennent moins de 7 carbones et qu'elles sont très ramifiées. Par ailleurs, elles peuvent contenir des fonctions éther et ester. Ces chaînes peuvent lier deux ou trois unités aromatiques entre elles. Les chaînes aliphatiques non liantes (avec une extrémité libre) sont plus courtes: moins de 3 carbones. Les données acquises nous ont aussi permis de montrer que l'azote était contenu dans des hétérocycles. Cette observation, ainsi qu'une comparaison de données isotopiques, implique qu'il n'y a pas de lien génétique entre la MOI et les acides aminés présents dans la fraction soluble des météorites. Ceci n'exclut pas que d'autres classes de composés solubles puissent dériver de la MOI par altération hydrothermale sur le corps parent, ce qui indiquerait une origine complexe pour la fraction soluble. Le rapport isotopique D/H des briques élémentaires de la MOI d'Orgueil, obtenues par pyrolyse et dégradation chimique, a été interprété en considérant la macromolécule avant sa dégradation. Les résultats montrent que la MOI est un produit solaire et qu'elle s'est enrichie en D à la périphérie de la nébuleuse protosolaire sous des conditions proches du milieu interstellaire. Cette conclusion est majeure pour la MOI, qui a pu être la plus grosse partie de la matière organique abiotique sur la Terre primitive.

L'objectif fondamental des sciences planétaires est la compréhension de la formation et de l'évolution du Système Solaire. Pour atteindre cet objectif les astéroïdes présentent un intérêt tout particulier pour la communauté scientifique. En effet, nous pouvons regarder la population astéroïdale comme une fenêtre vers le passée, par laquelle nous regardons les débuts de la formation du système planétaire. Ils sont les témoins des premiers moments de la formation des planètes gardant dans leur structure la complexité chimique de la nébuleuse primordiale. Pour cette raison, les études physiques et dynamiques de ces corps nous apportent des informations essentielles sur l'histoire et l'évolution de notre Système Solaire et plus généralement sur la formation des systèmes planétaires. Pendant ma thèse j'ai développé l'application Modelling for Asteroids (acronyme M4AST). M4AST est un service en libre service sur internet permettant la modélisation des surfaces d'astéroïdes en utilisant plusieurs approches théoriques. M4AST est composé d'une base de données contenant quelques 2500 spectres d'astéroïdes et d'une bibliothèque de routines permettant la modélisation et l'obtention de plusieurs paramètres minéralogiques. La base de données est accessible aussi bien par les biais des protocoles de l'Observatoire Virtuel (OV-Paris) que par sa propre interface. Le service est accessible depuis l'adresse http:// cardamine.imcce.fr/m4ast. M4AST permet plusieurs types d'analyses : classification taxonomique, modélisation de l'altération spatiale, comparaison avec les spectres des météorites et des minéraux terrestres, calculs des centres et des surfaces des bandes. J'ai participé à plus de 10 campagnes d'observations pour la caractérisation physique et dynamique des astéroïdes. Les observations spectroscopiques ont servi à la caractérisation minéralogique des surfaces d'astéroïdes. L'astrométrie a plutôt servi à la confirmation et la sécurisation de nouvelles découvertes d'astéroïdes. Pendant la thèse, j'ai observé et caractérisé les spectres en infrarouge proche de huit astéroïdes géocroiseurs : 1917, 8567, 16960, 164400, 188452, 2010 TD54, 5620, and 2001 SG286. Ces observations ont été obtenues avec le télescope IRTF et du spectrographe SpeX, en employant l'infrastructure CODAM de l'Observatoire de Paris. Pour chaque astéroïde j'ai proposé des solutions minéralogiques. Une révision de leur taxonomie a aussi été effectuée pour cinq astéroïdes de mon échantillon. Quatre des objets sont des objets à faible delta-V, qui sont des cibles souhaitables/possibles pour des missions spatiales. L'astéroïde (5620) Jasonwheeler montre un spectre similaire à ceux des météorites chondritiques. J'ai observé et modélisé six astéroïdes de la ceinture principale. (9147) Kourakuen, (854) Frostia, (10484) Hecht and (31569) 1999 FL18 montrent des caractéristiques des astéroïdes du type V; (1333) Cevenola, (3623) Chaplin sont du type taxonomique S. Quelques astéroïdes de cet échantillon sont particuliers : (854) Frostia est un astéroïde binaire, (10484) Hecht et (31569) 1999 FL18 ont des gémeaux dynamiques, (1333) Cevenola et (3623) Chaplin sont des objets avec des courbes de lumières à grandes amplitudes. La classification taxonomique, la comparaison avec les météorites, permettent l'établissement des solutions minéralogiques intéressantes et des ressemblances avec les météorites de la classe des howardites, eucrites et diogenites.

Les météorites et particules de poussière interplanétaire apportent des contraintes sur la formation et l’évolution de la matière dans le système solaire. Les micrométéorites, dont certaines proviennent des régions externes du système solaire, représentent la source dominante de matière extraterrestre arrivant sur Terre. Les micrométéorites collectées dans les neiges antarctiques sont dans un excellent état de conservation du fait de conditions géographiques et météorologiques favorables à leur préservation. La collection CONCORDIA/CSNSM de micrométéorites contient en particulier des micrométéorites peu altérées thermiquement lors de leur entrée atmosphérique. Certaines sont caractérisées par une très haute teneur en matière organique, dépassant 50% en volume, très largement au dessus des valeurs habituelles trouvées dans les météorites. Cette matière organique présente de plus la spécificité d’être fortement enrichie en deutérium et contient jusqu’à cinq fois plus d’azote celle extraite des météorites.Les différents scénarios proposés pour expliquer la formation de cette matière et satisfaisant à l’ensemble des caractéristiques de ces micrométéorites impliquent des corps parents orbitant au-delà de Neptune, dans la ceinture de Kuiper ou dans le nuage de Oort. La température y est suffisamment basse pour condenser à leur surface les molécules volatiles comme l’azote et le méthane tandis qu’ils sont exposés à l’action radiochimique du rayonnement cosmique galactique. Afin de contraindre ces scénarios, des expériences ont été conduites en exposant différentes glaces N2-CH4 aux faisceaux d’ions du GANIL simulant ce rayonnement. L’évolution chimique des glaces au cours de l’irradiation et pendant le recuit des échantillons a été suivie par spectroscopie infrarouge au moyen de deux dispositifs disponibles au CIMAP : la chambre d’analyse CASIMIR et le nouvel appareil IGLIAS. Des analyses complémentaires ex situ ont été menées par spectrométrie de masse. Les résultats apportant des éléments de réponse à l’origine de la matière organique des micrométéorites ultracarbonées ainsi que sur l’origine de leur enrichissement isotopique seront présentés et discutés. / Extraterrestrial materials, such as meteorites and interplanetary dust particles, provide constraints on the formation and evolution of organic matter in the young solar system. Micrometeorites represent the dominant source of extraterrestrial matter at the Earth’s surface, some of them originating from large heliocentric distances.Micrometeorites recovered from Antarctica snows provide a unique source of pristine interplanetary dust particles, which underwent a minimal weathering at atmospheric entry. A few percent are characterized by very large carbon content with at least 50% in volume, much higher than the value found in meteorites. This organic matter exhibits extreme deuterium excesses and is unusually nitrogen-rich.Several formation scenarios have been proposed for the formation of the N-rich organic matter observed in UCAMMs, suggesting that these particles come from a parent body orbiting beyond the nitrogen snow line, in the outer Solar System where they are exposed to ions from the galactic cosmic rays. We experimentally evaluate the scenario involving high energy irradiation of icy bodies subsurface orbiting at large heliocentric distances by irradiating N2-CH4 ices with swift heavy ions provided by the GANIL facility. Chemical evolution was monitored by Fourier transform infrared spectroscopy with two experimental set-up : CASIMIR and IGLIAS. Ex situ mass spectroscopy measurement where also conducted. Results concerning the origin of the organic matter found in ultracarbonaceous micrometeorites and the origin of its deuterium enrichment will be presented and discussed.

Les chondres, sphérules infra-millimétriques composées de minéraux silicatés de haute température, sont les constituants majeurs des météorites primitives. Ils présentent d'importantes variabilités texturales et chimiques révélatrices d'une histoire complexe. Cette thèse s'est intéressée à la chronologie de formation des chondres et de leurs précurseurs à deux échelles de temps distinctes aux moyens de deux approches complémentaires : la géochimie isotopique via le chronomètre isotopique à courte période 26Al-26Mg et la pétrologie expérimentale. Le développement au cours de cette thèse d'un protocole analytique innovant de mesure in situ de haute précision par sonde ionique des compositions isotopiques du Mg et Al, a permis de démontrer l'homogénéité de la distribution de l'26Al dans le disque d'accrétion, ce qui présente d'importantes implications sur la chronologie relative et les processus de formation des chondres, mais aussi sur l'origine de l'26Al dans le Système Solaire. L'application de ce protocole analytique aux olivines reliques des chondres permet de préciser leur origine, ainsi que leur chronologie et leur processus de formation. Les expérimentations permettent de montrer qu'il est aisé de former des analogues de chondres de type II PO à partir de chondres de type I PO. Un tel processus de formation des chondres implique l'application de régimes thermiques isothermes suivis d'une trempe rapide, incompatibles avec les mécanismes classiques d'ondes de choc. D'autre part, nous montrons que les compositions chimiques en éléments majeurs et traces des différents types de chondres porphyriques peuvent être reproduites par le mélange de trois phases réfractaires solides héritées des précurseurs des chondres (olivine réfractaire, liquide réfractaire et métal) et d'une phase gazeuse riche en éléments volatils et modérément volatils. Ces résultats nous ont conduit à proposer un modèle de filiation entre les chondres.

Les chondres, sphérules infra-millimétriques composées de minéraux silicatés de haute température, sont les constituants majeurs des météorites primitives. Ils présentent d'importantes variabilités texturales et chimiques révélatrices d'une histoire complexe. Cette thèse s'est intéressée à la chronologie de formation des chondres et de leurs précurseurs à deux échelles de temps distinctes aux moyens de deux approches complémentaires : la géochimie isotopique via le chronomètre isotopique à courte période ²⁶lAl-²⁶Mg et la pétrologie expérimentale. Le développement au cours de cette thèse d'un protocole analytique innovant de mesure in situ de haute précision par sonde ionique des compositions isotopiques du Mg et Al, a permis de démontrer l'homogénéité de la distribution de l'²⁶Al dans le disque d'accrétion, ce qui présente d'importantes implications sur la chronologie relative et les processus de formation des chondres, mais aussi sur l'origine de l'²⁶Al dans le Système Solaire. L'application de ce protocole analytique aux olivines reliques des chondres permet de préciser leur origine, ainsi que leur chronologie et leur processus de formation. Les expérimentations permettent de montrer qu'il est aisé de former des analogues de chondres de type II PO à partir de chondres de type I PO. Un tel processus de formation des chondres implique l'application de régimes thermiques isothermes suivis d'une trempe rapide, incompatibles avec les mécanismes classiques d'ondes de choc. D'autre part, nous montrons que les compositions chimiques en éléments majeurs et traces des différents types de chondres porphyriques peuvent être reproduites par le mélange de trois phases réfractaires solides héritées des précurseurs des chondres (olivine réfractaire, liquide réfractaire et métal) et d'une phase gazeuse riche en éléments volatils et modérément volatils. Ces résultats nous ont conduit à proposer un modèle de filiation entre les chondres / Chondrules are the major constituent of primitive meteorites. The large variability of textures and chemical compositions within chondrules is indicative of a complex history. This work is focused on the chronology of formation of chondrules and of their precursors by using two complementary tools: the short-lived radio-isotopes ²⁶Al-²⁶Mg and the experimental petrology.The development of a high precision analytical methodology for in situ measurements of the Mg and Al isotopic compositions by ion probe allows to demonstrate that the distribution of ²⁶Al was homogeneous within the accretion disk. This result has important implications for the chronology and process of chondrule formation and also for the origin of ²⁶Al in the Solar System. By using the same methodology with relict olivines in chondrules, we were able to constrain their origin and their formation process.From experimental petrology studies, we show that it was easy to form type II PO chondrules analogues from type I PO analogues. Such a process for chondrules formation implies an isothermal heating followed by a quick quench which is incompatible with the classical shock-waves model. Moreover, we show that the chemical compositions for major and trace elements of the different types of porphyritic chondrules can be easily reproduced by a mixing model composed of three refractory phases inherited from chondrules precursors (refractory olivine, refractory liquid and iron metal) and a gas phase enriched in volatile and moderately volatile elements. Finally, we propose a model of genetic linkage between the different types of porphyritic chondrules

Les micro-bolomètres non-refroidis bénéficient de développements technologiques récents qui se traduisent par des matrices de plus en plus grandes (1024*768 pixels), pour des pixels de plus en plus petits (17 µm) et de plus en plus sensibles bien que non-refroidis (NETD<60 mK @300 K). L'objectif de cette thèse est d'étudier les détecteurs micro-bolométriques non-refroidis afin de tester leurs capacités en imagerie et en spectroscopie en vue de leur utilisation dans le cadre d'une mission spatiale vers les petits corps du système solaire, dont en particulier la mission Marco Polo R. J'ai étudié le fonctionnement de ces détecteurs en prenant pour exemple le détecteur Nano640Etm de la société Ulis, représentatif de la technologie des micro-bolomètres non-refroidis disponible actuellement. J'ai mesuré la stabilité dans le temps de son signal, l'homogénéité de la matrice du détecteur, et l'influence de différents paramètres de fonctionnement (température du plan focal, temps d'intégration des pixels, gain). La réponse du détecteur est linéaire en fonction de la température de scène à la puissance 4. Les résultats de cette caractérisation m'ont permis de mesurer le NETD du détecteur dans le cadre de cette expérience. J'ai ensuite testé les capacités du détecteur Nano640Etm en imagerie radiométrique calibrée afin d'estimer les erreurs maximales de calibration pour un, deux, ou trois points de calibration placés différemment dans la gamme de température observée / The recent progress of the uncooled micro-bolometer technology has lead to larger detector matrices (1024*768 pixels), with smaller pixel sizes (17 µm) and a higher sensitivity although it is an uncooled technology (NETD<60 mK @300 K). The objective of this thesis is to study uncooled micro-bolometer detectors in order to assess their performance for imagery and spectroscopy within the framework of a space mission towards small bodies of the solar system, including the Marco Polo R mission. I have studied these detectors through the example of the Nano640Etm detector of the Ulis society, which represents well the currently available uncooled micro-bolometer technology. I have measured its signal stability through time, the detector's matrix homogeneity, and the influence of various operating parameters (focal plane temperature, integration time of the pixels, gain). The detector's response is linear as a function of the scene temperature to the power of 4. The results of this characterization allowed me to measure the detector's NETD within this experiment. Then, I tested the Nano640Etm detector's ability to perform calibrated radiometric images in order to estimate the maximum calibration error for one, two, or three calibration points chosen differently within the observed temperature range. Lastly, I assessed the detector's performances for dispersive spectroscopic measurements, using its signal to noise ratio, as a function of the observation wavelength, the scene temperature, and the spectral resolution. The results of these tests are very positive.

Une période intéressante de l'histoire précoce du système solaire est celle du disque, i.e. la période pendant laquelle se déroule la plupart des processus qui vont conduire du mélange de gaz et de poussières nébulaires à des grains et des planétésimaux, qui seront à un stade ultérieur le matériel de départ pour la formation des embryons planétaires et des planètes. Les témoins de cette époque sont les constituants des météorites primitives (chondrites), principalement les inclusions réfractaires (CAIs) et les chondres. Une des questions centrales dans la compréhension des processus à l'origine des CAIs et des chondres est celle du temps. Les travaux récents de Johan Villeneuve ont permis de démontrer que l'26Al et les isotopes du Mg étaient distribués dans le disque d'accrétion à un niveau d'homogénéité permettant d'utiliser le système 26Al-26Mg comme le chronomètre le plus précis qui soit des évènements qui se sont déroulés lors des 2 ou 3 premiers millions d'années du disque. Le but de cette thèse a été de reprendre toute l'étude de l'26Al avec des mesures de plus haute précision que les mesures existantes, en associant les mesures in-situ (sonde ionique) et en roche totale (HR-MC-ICPMS). Les développements analytiques mis en place pour mesurer les compositions isotopiques en Mg ont été appliqués à l'étude d'olivines réfractaires et de chondres de la météorite Allende, et d'olivines de la pallasite Eagle Station. L'ensemble des données a permis d'apporter des éléments de réponse sur les âges de formation des chondres et de leurs précurseurs, et sur l'origine des olivines réfractaires riches en Mg et la possibilité que celles-ci figurent parmi les précurseurs des chondres / The disk history is a very interesting period of the early Solar System history, i.e. the period during which occurred most of the processes leading from the mixing of nebular gas and dust to grains, and then planetesimals, which will then constitute the starting material for formation of planetary embryos and terrestrial planets. The witnesses of this period that we have in the laboratory are the chondrite constituents, mostly refractory inclusions (CAIs) and chondrules. One of the central questions regarding the processes leading to the formation of CAIs and chondrules is the timing. Villeneuve et al. (2009, 2011) have shown that 26Al and Mg isotopes were homogeneously distributed in the accretion disk, at a level allowing the use of the 26Al-26Mg system as the most precise short-lived chronometer to constrain the 2 or 3 first million years of the disk history. My PhD project aimed at reconsidering the 26Al study with more precise measurements, and by combining in-situ (by MC-SIMS) and bulk (by HR-MC-ICPMS) analyses. The analytical developments we set for Mg-isotope measurements (because of the high precision needed) were then applied to a set of extraterrestrial materials, including Mg-rich isolated olivines and Mg-rich olivines in porphyritic type I chondrules from the Allende CV3 meteorite, as well as chondrules from the same meteorite, and olivines from the Eagle Station pallasite. The whole data set allowed to answer questions such as (i) the origin of chondrule precursor materials and the time of chondrule formation, as well as (ii) the origin of Mg-rich refractory olivines, and the possibility that the latters were part of chondrule precursors