La marge convergente Nord-andine, où la subduction de la plaque Nazca sous la plaque Amérique du Sud a lieu, est caractérisée par une segmentation morphologique, structurale et sismique. Le segment qui correspond à la frontière entre la Colombie et l'Équateur a subi au cours du siècle dernier quatre grands séismes de subduction en 1906, 1942, 1958 et 1979. Afin de déterminer la structure lithosphérique à la frontière Colombie-Equateur et discuter de l'étendue spatiale de certaines hétérogénéités de vitesse imagées en 2D qui ont été associées au comportement sismique de la marge, une campagne sismique 3D a été réalisée, entre mars et avril 2005. Ce travail porte sur l'obtention d'un modèle tomographique 3D de vitesse de la zone de subduction à la frontière entre la Colombie et l'Équateur basé sur l'inversion des temps de premières arrivées des données de sismique réfraction. La tomographie 3D nous permet d'identifier deux structures particulières dans la marge, qui semblent jouer un rôle géodynamique important dans la région, un butoir à faible gradient de vitesse qui pourrait correspondre à une zone altérée de la marge par fracturation et percolation de fluides et une zone à faible vitesse entre 5 et 10 km de profondeur qui pourrait aussi marquer la présence de fluides. Ces deux structures semblent se trouver en relation géométrique avec la zone de rupture du séisme de 1958.

Cette thèse porte sur l'étude du rayonnement radio auroral kilométrique de Saturne (SKR pour Saturn Kilo- metric Radiation) observé de façon quasi-continue par les antennes radio de la sonde Cassini depuis son entrée en orbite autour de Saturne en juillet 2004. Comme les rayonnements radio auroraux des autres planètes magnétisées, le SKR est généré sur des lignes de champ magnétique de haute latitude près des pôles magnétiques. Tirant parti de plusieurs années d'observations, les propriétés macroscopiques du SKR (spectre, polarisation, conjuguaison des sources de chaque hémisphère, mode d'émission) sont déduites par une analyse statistique. Elles montrent en particulier que les caractéristiques de l'émission dépendent fortement de la position de l'observateur. Ceci est une conséquence directe de l'anisotropie du SKR qui engendre de forts effets de visibilité, visibles dans les cartes d'intensité temps-fréquence (arcs, régions d'invisibilité de l'émission). La simulation de ces effets de visibilité apporte de nouvelles contraintes sur les propriétés microscopiques des sources (énergie et distribution des électrons auroraux). Le SKR est connu pour être modulé à une période variable. Une analyse de la variation de cette période radio sur plusieurs années révèle des oscillations à court terme de l'ordre de 20-30 jours dont l'origine est attribuée à la variation de la vitesse caractéristique du vent solaire au niveau de Saturne. Une étude parallèle du rayonnement auroral kilométrique terrestre (AKR), observé lors du survol de la Terre par Cassini en août 1999, met en évidence la découverte d'une modulation diurne semblable à celle du SKR. Enfin, la technique de goniopolarimétrie permet de faire de l'imagerie radio des sources du SKR. L'étude de leur distribution moyenne montre pour la première fois l'existence d'un ovale radio. La comparaison des images des sources du SKR avec celles des ovales auroraux (observés dans l'ultraviolet lointain par le télescope Hubble), ainsi que de leur puissance respective, montre une association étroite entre ces deux processus d'émission.

Nous avons élaboré une nouvelle théorie dynamique des satellites galiléens ajustée aux observations. Un programme numérique a été développé afin de pouvoir simuler le mouvement des satellites. Nous avons ainsi évalué une grande quantité de perturbations généralement négligées, et ainsi grandement amélioré la modélisation du système. La solution numérique a ensuite été ajustée à plusieurs types d'observations (photographiques, CCD et phénomènes mutuels) entre les années 1891 et 2002. Un total de plus de 2000 observations a été utilisé, dont les observations des campagnes PHEMU de 1985 et 1991. <br />Une analyse en fréquence a finalement été effectuée dans la perspective d'obtenir une représentation sous forme analytique du système. Une méthode de filtrage pour séparer les courtes périodes des longues périodes a été développée pour résoudre des difficultés techniques (longueur d'échantillonnage, longues périodes solaires).<br />Notre théorie a aujourd'hui une fidélité de représentation de quelques dizaines de kilomètres sur un siècle, et reste définie sur plus de 1500 ans.

Cette thèse présente une étude multi-longueur des galaxies lumineuses en infrarouge (LIRGs) détectées à 15 microns par ISOCAM (caméra embarquée à bord de l'observatoire européen ISO), puis à 24 microns par MIPS (caméra embarquée à bord de l'observatoire américain Spitzer). Cette population de galaxies est très importante à l'échelle cosmologique et est souvent considérée aujourd'hui comme la pierre de Rosette de l'évolution des galaxies. <br />La première partie de cette thèse est consacrée à l'étude de l'émission des poussières de tels objets dans l'infrarouge moyen. <br />Elle y a été comparée à celle prédite par les librairies de distributions spectrales d'énergie (SEDs) étalonnées dans l'univers local ainsi qu'à un échantillon de LIRGs locales détectées par IRAS et ISO. Cette étude a montré que les LIRGs distantes et locales présentaient des émissions associées aux PAH similaires ; cependant les galaxies distantes présentent une absorption plus forte à 10 microns, qui est associée aux silicates. Cette étude a aussi montré que la combinaison infrarouge moyen + SEDs locales peut aussi être utilisée comme estimateur de la luminosité infrarouge d'une galaxie de ce type dans l'univers lointain jusqu'à un redshift de z=1.3.<br />La seconde partie est consacrée à l'étude de la flambée de formation stellaire responsable de l'émission des poussières dans les galaxies de ce type, ainsi que l'étude de la formation stellaire récente. Cette étude a été réalisée à l'aide de spectres haute résolution (R=2000 dans le référentiel au repos des galaxies) obtenus au VLT, et du code de synthèse de population stellaire GALAXEV (Bruzual & Charlot, 2003). Elle a montré que la flambée de formation stellaire avait une durée de 0.1 milliard d'années et que 10% environ de la masse des étoiles de la galaxie se formait au cours de cette phase où la galaxie est lumineuse en infrarouge.

Cette thèse présente l'étude la plus récente du refroidissement du gaz moléculaire chaud et dense contenu dans le MIS des noyaux de galaxies proches (D<10Mpc) via l'étude des raies en émission du carbone atomique et des raies en émission du monoxide de carbone. Ce travail, outre la présentation d'observations effectuées au Caltech Submillimeter Observatory à º =806 GHz et º =809 GHz jusqu'à présent peu, voire jamais obtenues sur des sources extragalactiques, permet aussi, à partir des modèles les plus perfectionnés à ce jour pour représenter les caractéristiques du MIS (modèles PDRs et LVGs), de déterminer les propriétés physiques et chimiques du gaz interstellaire, informations indispensables pour mieux comprendre la formation des étoiles. Cette étude met en évidence le rôle essentiel dans le refroidissement du gaz moléculaire chaud et dense, des raies à haut-J du CO (de 12CO(3- 2) à 12CO(7-6) émettant respectivement à des fréquences de 345 GHz et 806 GHz) et de la raie [CI](3P2-3P1) (émettant à une fréquence de 809 GHz). Ces raies sont indispensables pour diagnostiquer le refroidissement des galaxies plus lointaines souvent plus difficilement observables. L'étude du gaz moléculaire, à basse et haute résolution (observations effectuées avec l'interféromètre de l'IRAM-Plateau de Bure) permettant l'accès à la structure à grande et à petite échelle du gaz dans les noyaux de galaxies proches, révèle également de très bonnes corrélations avec les émissions en IR moyen et lointain dues aux poussières et aux grains. Les comparaisons établies entre les émissions IR et les émissions millimétriques et submillimétriques accroissent ainsi encore notre connaissance des processus physiques et chimiques intervenant dans la formation des étoiles. Ces analyses, l'ouverture à d'autres domaines de longueurs d'onde et l'augmentation d'observations millimétriques et submillimétriques à des fréquences et des résolutions spatiales de plus en plus élevées doivent être poursuivies grâce aux nouveaux instruments disponibles dans un futur plus ou moins proche (ALMA, Herschel, ...).

La turbulence est un phénomène physique majeur de la formation du système solaire. Malheureusement, la simulation numérique d'un fluide astrophysique réaliste est hors de portée des meilleurs super-calculateurs actuels. Pour surmonter cet écueil, on a généralement recours à des modèles qui permettent de réduire le nombre de degrés de liberté du problème. Nous avons utilisé une approche traditionnelle, de type champ moyen avec viscosité turbulente, pour identifier les phénomènes physiques directeurs de la formation du système solaire externe. En utilisant le fractionnement isotopique du rapport D/H entre l'eau et l'hydrogène moléculaire, nous avons déterminé avec précision les conditions thermodynamiques sous-jacentes à la formation des comètes et des planètes géantes. En particulier, nous avons pu reproduire les mesures actuelles sur la composition élémentaire des planètes géantes. Cependant, les objets du système solaire externe montrent une grande disparité de compositions qui semble être intimement liée aux fluctuations turbulentes dans la nébuleuse solaire primitive. Ces fluctuations étant explicitement evincées de l'approche traditionnelle, nous devons développer un modèle les prenant en compte. Les fondements théoriques d'un tel modèle ont été définis, puis appliqués à un écoulement cisaillé simple : l'écoulement de Couette plan.

L'aboutissement, au XIXe s., des vastes campagnes de stabilisation du littoral français a pour effet de rendre disponibles des terrains constructibles à proximité des plages, au moment où la vogue des stations balnéaires leur révèle une nouvelle utilité. Implantées sur des terrains propices à une table rase, et organisées pour optimiser la relation avec la plage, ces stations sont construites par centaines sur un plan d'urbanisme en forme de quadrillage qui tend à être toujours le même. Conçue comme une ville-parc de bord de mer, Sables-d'Or-les-Pins fait partie des rares exceptions. Etablie dans un jeu complexe de relations avec le territoire de son implantation, elle est l'œuvre d'un entrepreneur original associé à deux paysagistes qui conçoivent leur projet comme une nouvelle organisation du territoire. L'hypothèse que l'on veut vérifier est que la mise en œuvre d'un savoir-faire et d'une sensibilité de paysagiste, peut contribuer à la construction durable d'une identité territoriale.

L'évolution néogène des Andes Centrales est caractérisée par la propagation vers l'est du front de déformation, depuis la Cordillère Orientale jusqu'à la Zone Subandine. Dans la Zone Subandine Nord de Bolivie (ZSNB), la déformation s'exprime par de larges synclinaux séparés par des anticlinaux de propagation de failles. Nous avons étudié les séries sédimentaires comme témoins du développement du relief, en réponse à l'activité tectonique. La déformation se propage durant l'Holocène et la tectonique serait maintenant active au niveau des chevauchements frontaux. Mais les données sismiques et GPS du réseau SNAPP montrent un raccourcissement négligeable dans cette région (Bevis et al., 2001). Ce travail a pour objet de décrire la propagation de la déformation du Miocène Inférieur à l'actuel et surtout d'analyser les déformations holocènes à partir des marqueurs géomorphologiques. Les successions sédimentaires le long de la ZSNB témoignent de la propagation des chevauchements et du passage successif, pour chaque région, d'une zone de dépôt forebulge à foredeep et enfin wedgetop. Les données AFTA nous indiquent qu'il y a eu propagation normale des chevauchements subandins depuis les zones internes vers les zones externes. Les chevauchements principaux sont actifs vers 20Ma dans la Zone Subandine Interne et vers 10Ma à la frontière entres les zones subandine Interne et Externe. Ce travail nous a aussi permis de dater les séries néogènes. Nous avons daté un niveau de tuff dans la Zone Subandine Externe, intercalé dans des grès fluviatiles. Il donne un âge Ar/Ar de 8.7+/-0.9 Ma. Ces grès correspondent au faciès distal des conglomérats de la Cordillère Orientale datés à 7.96 +/-0.6 Ma par Hérail et al. (1994). Au cours des 10 derniers milliers d'années la déformation s'est concentrée au front de la ZSNB. Les structures frontales se sont soulevées et des failles inverses ont affecté des niveaux de terrasse. La déformation se propage actuellement dans la zone de dépôt foredeep sous la forme d'un chevauchement aveugle. Sa présence est révélée par le soulèvement et l'incision des cônes de piedmont, l'alignement systématique des cônes distaux parallèlement à l'orogène et les déviations de rivières. Tout cela montre une activité tectonique holocène bien marquée, mais de faible intensité, localisée au front des Andes Centrales.

L'eau tensile est de l'eau liquide métastable qui persiste dans le champ de stabilité de lavapeur à pression négative, sa durée de vie est finie. Des états de traction de l'eau jusqu'à -1400 baront été mesurés de façon spécifique dans des micro-inclusions intracristallines. La nucléation devapeur (Tn) marque le retour à l'équilibre. Les effets destructeurs liés à la rupture d'états transitoiresd'eau tensile sont observés dans le milieu naturel : explosions phréato-magmatiques, geysers.Modéliser la cinétique de l'eau métastable est fondamental pour gérer les risques qui lui sontassociés. Des inclusions fluides synthétiques (IF) de composition et de densité connues, piégées dansdu quartz, ont été placées dans le champ métastable par refroidissement isochore et leurs gammesde métastabilité ont été mesurées. On montre que la traction maximale de l'eau dans chaque IFdépend de son volume et de sa forme, de la méthode de synthèse de l'IF, de la chimie des solutionsoccluses. Des expériences de durée de vie ont été ensuite réalisées sur des IF placées de 0,5° à10°C au-dessus de leurs Tn. Les 8 IF choisies rende nt compte de la diversité des formes, desvolumes, des densités et gammes de traction observées. Les résultats montrent que la durée de viede l'eau tensile en IF est d'autant plus courte que la traction de l'eau est plus forte. Une loiempirique est proposée qui permet de calculer la durée de vie de la métastabilité pour chaque IF deTn et volume fixés. Par ailleurs, nos données peuvent être rendues compatibles avec la ThéorieClassique de la Nucléation. Nos résultats montrent que l'eau dans les réservoirs poreux naturels peutrester métastable pendant des durées géologiques et ainsi, contrôler les interactions fluides-rochesdans la croûte.

Bien que la teneur en titane des roches naturelles ne dépasse généralement pas 2% en poids de TiO2, cet élément peut se rencontrer sous des formes très diverses. les minéraux titanifères sont parfois constitués par l'oxide simple TiO2 'rutile, anatase, brookite) ; parfois par des oxydes doubles, de fer et de titane, tels que l'ilménite (FeTiO3), la titanomagnétite (Fe3-xTixO4) ....