In der vorliegenden Arbeit werden die Synthese und die Charakterisierung neuer Titan-oxo-Monomere beschrieben. Ein weiterer Teil beschäftigt sich mit dem kationischen Polymerisationsverhalten dieser Verbindungen, welche dem Typ der „Zwillingspolymerisationen“ zugeordnet werden kann. Die Charakterisierung der dabei entstehenden nanostrukturierten Hybridmaterialien aus Titandioxid und organischen Polymeren wird beschrieben. Als Vergleich dienen Simultanpolymerisationen von Titanalkoxiden und polymerisierbaren organischen Alkoholen.

Die Arbeit beschäftigt sich mit der Umwandlung von ultrakurzen Laserpulsen in weiche Röntgenpulse. Dabei geht es hauptsächlich um die adaptive Pulsformung des Laserpulses und dessen Einfluss auf die generierte harmonische Strahlung / This work deals with the conversion of ultrashort laser pulses into soft x-ray radiation. Mainly, the effect of adaptive pulse shaping on the generated high-order harmonic radiation is investigated

A study of strategies and attempts in Theodore Dreiser's novels The Financier, The Titan and The Stoic to resolve the conflict between the material and the spiritual. The purpose of this thesis is to demonstrate that conflicts in Dreiser criticism reflect unresolved conflicts between these issues in his "Trilogy". Having outlined and shown the division in the literary criticism of the "Trilogy", in the first chapter of this thesis, I will discuss the three main themes, finance, art and women, which can be seen as strategies to bridge the division between the material and the spiritual. I will attempt to transcend the traditional categorization of Dreiser criticism to come to a more complex understanding of the core issues of his writing.

L'aéronomie est un sujet de recherche interdisciplinaire dont le but est la compréhension des relations entre les atmosphères de la Terre ou des autres planètes et les précipitations de particules depuis l'espace.<br />Dans une première partie, j'ai modifié les codes de type Trans* pour étudier les ions doublement chargés dans la haute atmosphère de Vénus. Dans cette optique, j'ai utilisé les plus grandes énergies des études standard des hautes atmosphères. Ce travail a permis d'améliorer la connaissance des émissions ionosphériques et thermosphériques de Vénus (et de Mars), et pose le problème des mécanismes de création de la raie verte de l'oxygène dans les atmosphères riches en CO2.<br />Dans une seconde partie, j'ai étudié les précipitations d'électrons le long des lignes de champ magnétiques drapées dans l'atmosphère de Titan, donnant ainsi une nouvelle approche à l'étude de la précipitation de particules dans sa mésosphère.<br />Dans une dernière partie, j'ai utilisé le code Planetocosmic pour calculer l'impact des rayons cosmiques dans l'atmosphère de Titan. De plus, une partie sur la précipitation de protons a été ajoutée, de manière à calculer l'ionisation totale dans l'atmosphère (depuis l'ionisation par les électrons et les photons dans la haute atmosphère, à celle induite par les rayons cosmiques dans la basse atmosphère). Ces productions sont utilisées comme entrées pour des modèles dont le but de comprendre l'ensemble des processus physico-chimiques dans l'atmosphère de Titan.<br />Le travail effectué au cours de cette thèse a permis quelques comparaisons avec les missions Mars Express, Vénus Express et Cassini-Huygens.

I -- Importance des changements de phase et de la nucléation dans la basse atmosphère de Titan -- Nous soulignons les interactions entre les changements de phase dans la basse atmosphère et d'autres phénomènes qui se produisent sur Titan. Les processus de changements de phase peuvent affecter la photochimie, la nature de la surface exposée de Titan et donc ses propriétés optiques, et le profil de température de l'atmosphère. Nous passons en revue les indices d'une nucléation difficile dans l'atmosphère de Titan et nous essayons de montrer que la description de la nucléation est une priorité dans la modélisation des changements de phase. Les résultats de l'analyse des spectres d'IRIS et les basses températures qui impliquent des phases solides et non liquides fournissent les principaux arguments en faveur de la modélisation de la nucléation. Dans le cadre de la théorie classique de la nucléation, nous proposons une définition et une valeur du taux de nucléation critique adaptées à l'étude de l'atmosphère de Titan. A partir de ce taux critique, nous calculons l'angle de contact du méthane sur les aérosols nécessaire pour que l'inhibition de la nucléation du méthane puisse expliquer la sursaturation suggérée par les observations d'IRIS. -- II -- Estimation des angles de contact et des enthalpies libres surfaciques des phases solides -- Ces paramètres sont essentiels pour la description de la nucléation. Comme les données expérimentales pour les phases solides des espèces qui nous intéressent ne sont pas disponibles, nous relevons dans la littérature et mettons bout à bout des méthodes pour l'estimation des angles de contact et des enthalpies libres surfaciques des solides. L'enthalpie libre surfacique s d'un solide peut être reliée à la tension superficielle du liquide et aux chaleurs latentes de vaporisation et de sublimation. Cependant, quelques variations sur ce thème ont été proposées. Afin de choisir la corrélation adéquate pour les hydrocarbures et les nitriles solides, s peut être estimé pour quelques espèces de référence à partir de la constante d'Hamaker. La constante d'Hamaker est elle-même liée à la permittivité diélectrique, donc au spectre d'absorption de la phase solide. Ainsi, nous établissons un pont entre les études de laboratoire en cours sur les spectres des hydrocarbures et des nitriles solides, et le calcul des enthalpies libres surfaciques et des angles de contact. -- III -- Élaboration de modèles pour la description des changements de phase dans la basse atmosphère de Titan -- Les phénomènes essentiels qui doivent être décrits dans un modèle de changements de phase, outre la condensation et l'évaporation, sont la nucléation, la sédimentation des aérosols et le transport de gaz par diffusion turbulente. La nucléation est décrite à l'aide de la théorie classique. L'angle de contact n'est pas supposé nul, c'est un paramètre libre. Nous parvenons à mettre tous ces phénomènes ensemble en équation, en gérant des problèmes tels que le volume des aérosols juste après la nucléation et le traitement des aérosols de taille inférieure au rayon d'équilibre associé à l'effet Kelvin. Comme nous nous attendons à une évolution non stationnaire pour certaines valeurs de l'angle de contact, nous laissons le modèle dépendre du temps. Par conséquent, le modèle (numéroté 3) est représenté par un système d'équation aux dérivées partielles. Afin de vérifier la validité du modèle lui-même (la manière dont la nucléation est mise en équations) et la validité de la résolution numérique à venir, nous considérons un modèle (numéroté 2) plus simple avec nucléation instantanée, et nous démontrons que les solutions du modèle 3 doivent tendre vers une solution du modèle 2 lorsque l'angle de contact et l'enthalpie libre surfacique de la phase condensée tendent vers zéro. -- IV -- Nous étudions deux autres modèles simples. L'un des modèles (numéroté 1) suppose une sursaturation négligeable pour toutes les espèces. Ce modèle très facile à mettre en oeuvre permet de comprendre l'influence de certains paramètres comme le coefficient de diffusion turbulente, le flux de masse de tholins arrivant de la haute atmosphère, le rayon des particules de tholins et les fractions molaires en phase gazeuse à la surface. En particulier, pour des valeurs plausibles de ces paramètres (trouvées dans la littérature), en étudiant l'auto-cohérence du modèle, nous montrons que la sursaturation éventuelle du méthane serait due à l'inhibition de la nucléation ou à la coagulation plutôt qu'à la dynamique du transport gazeux et de la condensation (après la nucléation). Ainsi, la faible sursaturation n'est pas réellement une hypothèse et le modèle 1 donne des résultats corrects si la nucléation est facile et la coagulation peu importante. Dans ce cas, le cycle d'évaporation et de condensation du méthane dans la troposphère entraîne l'évaporation de typiquement quelques centimètres, et jusqu'à 50 cm, de méthane par an. L'échange de chaleur latente concomitant peut être de l'ordre de 0,1 W.m-2, et jusqu'à 3 W.m-2. La condensation de l'acétylène commence à environ 61 km, celle de l'éthane à 51 km. A la tropopause, le rayon des aérosols atteint approximativement 3 fois le rayon des noyaux de tholins. A 20 km, suite à la condensation du méthane, le rayon a augmenté jusqu'à une valeur qui est typiquement 200 fois supérieure au rayon des noyaux de tholins. Enfin, nous construisons un modèle spécialement pour illustrer le comportement périodique potentiel associé à certaines valeurs de l'angle de contact. Par opposition aux autres modèles, celui-ci ne prétend pas fournir des valeurs pour les propriétés de l'atmosphère de Titan, mais seulement une information qualitative. La périodicité est attendue quand l'abondance donnée par le modèle avec nucléation instantanée est nettement plus faible que l'abondance critique (déduite du taux de nucléation critique), elle-même nettement plus faible que l'abondance en l'absence de condensation. La période diminue alors avec l'abondance critique.

La Terre et Titan, plus grand satellite de Saturne, présentent des similarités atmosphériques importantes. Tous deux ont une atmosphère dense d'une pression de l'ordre du bar à leur surface, composée majoritairement d'azote. Une différence majeure de composition atmosphérique les distingue. Le second composé majoritaire est l'oxygène sur la Terre, le méthane sur Titan. L'atmosphère terrestre est par conséquent une atmosphère aux propriétés oxydantes alors que l'atmosphère de Titan est à tendance réductrice. Cette propriété entraîne des schémas d'évolution par photochimie radicalement différents pour les composés organiques volatiles présents dans ces deux atmosphères : une lyse oxydante des squelettes carbonés dans l'atmosphère terrestre, et une croissance organique efficace dans l'atmosphère de Titan. Sur Titan la croissance organique conduit à la formation de particules solides en suspension, créant un brouillard organique qui enveloppe l'ensemble du satellite naturel et qui constitue un matériau chimique complexe d'intérêt prébiotique. Je m'intéresse particulièrement à l'influence des espèces ionisées sur cette croissance organique et envisage de l'étudier dans le cas de la complexification chimique de l'atmosphère terrestre primitive.

We present results on the ionospheric structure around Titan observed during numerous deep (&lt;1000 km) flybys by the Cassini spacecraft. Our results are based on measurements by the radio and plasma wave science instrument, in particular the Langmuir probe. In addition, data from the magnetometer and electron spectrometer have contributed. The ionosphere of Titan is created when the atmosphere of the moon becomes ionised. There are several mechanisms that contribute to this, the most important of which are considered to be photoionisation by EUV from the Sun with associated photoelectron ionisation, and particle impact ionisation by electrons and ions from Saturn’s corotating magnetosphere. We investigate the influence of the solar zenith angle on the electron number density at the ionospheric peak. The results show on average four times more plasma on the dayside compared to the nightside, with typical densities of 2500 – 3500 cm-3 and 400 – 1000 cm-3, respectively. In a complementary study, we make a case study of a nightside flyby and show that the altitude structure of the deep ionosphere is reproducible by a simple electron impact ionisation model. Taken together, this leads to the conclusion that solar photons are the main ionisation source of the dayside ionosphere. However, magnetospheric particle precipitation also contributes and can explain the electron densities seen on the nightside. As Titan does not exhibit any large intrinsic magnetic field, the fact that it is embedded in the magnetosphere of Saturn means that the Kronian field drapes around the moon and gives rise to an induced magnetosphere. We show that there are currents of the order of 10 – 100 nA m-2 flowing in the ionosphere of the moon. Associated with the currents are perpendicular electric fields ranging from 0.5 to 3 µV m-1. Finally, we investigate measurements obtained during T70, the deepest Titan flyby performed to date. We show that there is a substantial amount of negative ions present below an altitude of 900 km. This confirms previous result by the electron spectrometer, showing negative ions at higher altitudes in Titan’s ionosphere.

La sonde Cassini a révélé en 2006 l'existence de lacs et de mers dans les régions polaires de Titan, la principale lune de Saturne. Ces lacs seraient remplis de méthane et d'éthane liquides, métastables à la surface de Titan, tout comme l'est l'eau sur Terre. La forme arrondie des dépressions dans lesquelles ils résident suggère une formation des dépressions par des processus volcaniques, thermokarstiques, karstiques ou évaporitiques. Cette thèse vise donc à comprendre le mécanisme de formation et le développement des dépressions lacustres sur Titan. L'étude comparative entre Ontario Lacus, la plus grande dépression lacustre de l'hémisphère Sud, et le pan d'Etosha, une dépression karstoévaporitique de Namibie, suggère un scénario de formation basé sur la dissolution d'une couche superficielle soluble dans les liquides. Cette couche se formerait par (1) cristallisation évaporitique sous climat aride de composés organiques dissous dans les liquides, et/ou (2) accumulation en surface d'hydrocarbures solides synthétisés dans l'atmosphère. Les analogies entre d'autres dépressions lacustres sur Titan et sur Terre semblent indiquer que la dissolution et l'évaporation jouent un rôle prépondérant dans le façonnement et l'évolution de la surface de Titan. La comparaison entre les climats de Titan et de la Terre indique l'existence d'un climat globalement aride, plus humide aux hautes latitudes, compatible avec les mécanismes karstiques et évaporitiques suggérés. Des expériences en laboratoire, des cartographies de composition de la surface et des études géomorphologiques futures apporteront des contraintes supplémentaires sur le lien entre ces processus et le climat de Titan.

Cette thèse porte sur l'étude des atmosphères de Titan et de la Terre primitive avec des modèles de circulation générale (GCM). Tout d'abord, j'ai analysé la structure thermique et la dynamique de la basse troposphère de Titan. Cette étude a abouti à une caractérisation complète de la couche limite et a révélé l'existence d'une circulation de couche limite, qui impacte tous les aspects de la météorologie titanienne (régimes de vents, ondes, formation des dunes et des nuages, échanges de moment cinétique et superrotation). A partir de cette analyse, j'ai proposé une nouvelle hypothèse pour expliquer l'orientation vers l'est des dunes de Titan grâce à un couplage entre les orages tropicaux et la superrotation. Ceci a été validé par des simulations méso-échelles et a permis de proposer un schéma global expliquant la formation des dunes et leurs différentes caractéristiques. J'ai ensuite participé au développement d'un GCM générique, conçu pour étudier tout type d'atmosphère. Je l'ai appliqué aux paléoclimats de Titan pour simuler une période où l'atmosphère a pu être dépourvue de méthane. Dans ce cas, le climat devait être différent d'aujourd'hui avec potentiellement des conséquences géologiques fondamentales notamment pour l'érosion et l'âge de la surface. Finalement, j'ai appliqué ce GCM générique au cas de la Terre primitive. J'ai montré que, malgré un soleil moins lumineux qu'aujourd'hui et des quantités de gaz à effet de serre contraintes par les archives minéralogiques, le climat de la Terre Archéenne a pu être tempérée. En particulier, grâce à une rétro-action nuageuse, la Terre aurait pu éviter une glaciation globale et rester propice au développement de la vie.

L'avenir des nouvelles caméras embarquées pour l'astrophysique spatiale semble passer par unaccroissement du nombre de pixels et un fonctionnement à très basse température (en dessous de 0,1 K).Avec cette évolution, le nombre important de fils en sortie du détecteur refroidi représente souvent lacharge thermique prédominante sur la source froide (cryostat).Dans ce contexte, l'isolation thermique entre les différents circuits de détection est un point crucial pources caméras. Une brique technologique innovante a été développée pour apporter une solution présentantune excellente conduction électrique couplée à une grande isolation thermique. Cette innovation,protégée par un brevet, permet de résoudre cet apparent paradoxe. La solution proposée consiste enl'empilement d'un grand nombre de couches minces de matériaux supraconducteurs dans lesinterconnexions.La résistance thermique à chaque interface est dépendante des propriétés élastiques des matériaux,de la qualité des interfaces et de la température à laquelle le système fonctionne. A très basse température,le modèle AMM, couplé aux mesures des caractéristiques des matériaux composants la multicouche,permettent une estimation théorique de la résistance thermique pour une interface. Les mesures effectuéesavec les liaisons supraconductrices à forte résistivité thermique concordent avec les estimationsthéoriques. Nous avons ainsi pu mesurer des résistances thermiques de l'ordre de 3,3.105 K/W à 200 mKpour une multicouche composée d'une succession (62 interfaces) de couches minces de nitrure de titaneet de niobium sur une surface de 16 mm2. Dans les conditions d'utilisation prévues pour une camérarayons X de 4000 pixels microcalorimétriques, l'utilisation de cette brique technologique devrait assurerune charge thermique sur la source froide (à 50 mK) très inférieure au μW pour plus de 8000 pointsde contact. Ce dispositif pourra être utilisé à l'avenir dans nombre de projets cryogéniques, lorsqu'une excellenteisolation thermique associée à une excellente conduction électrique sera recherchée.