L'observation gamma des explosions novae est l'un des objectifs des télescopes spatiaux comme INTEGRAL. Selon les modèles astrophysiques la raie la plus intense du spectre gamma des novae est celle ayant une énergie de 511 keV. Cette raie provient essentiellement de l'annihilation des ß+ venant de la décroissance du noyau de 18F. L'interprétation astrophysique des observations gamma ne pourra se faire que si la nucléosynthèse du 18F est bien comprise. Actuellement, la mauvaise connaissance du taux de la réaction 18F(p,a)15O, lié à la structure du noyau composé 19Ne, engendre une incertitude d'un facteur 300 sur l'abondance du 18F dans les novae. Dans le but de réduire ces incertitudes, une expérience de diffusion inélastique d'un faisceau de noyaux radioactifs 19Ne sur une cible de proton (19Ne(p,p')19Ne*) a été réalisée au laboratoire de Louvain la Neuve. Elle a permis d'étudier notamment plusieurs états excités du 19Ne au dessus des seuils alpha (3.55 MeV) et proton (6.42 MeV). L'étude des distributions angulaires des particules émises (proton ou alpha) par les états excités du 19Ne a permis d'assigner pour la première fois le spin de nombreux niveaux connus. De plus, un nouvel état ½+ large, pouvant influencer fortement le facteur astrophysique, a été observé pour la première fois.

L'objectif de ce travail est de proposer deux nouveaux indicateurs pour le diagnostic des réducteurs complexes à engrenages. Ces indicateurs sont obtenus à partir du cepstre d'énergie des signaux accélérométriques prélevés sur ces réducteurs. L'analyse cepstrale a étéretenue, en partie parce qu'elle présente un très bon rapport performance sur complexité, ce que confirme un examen de l'état de l'art en la matière.Le premier indicateur est global dans le sens ou son rôle est de désigner l'organe tournant développant un défaut dans le réducteur sous surveillance. Il est basé sur certainespropriétés d'invariance des pics du cepstre d'énergie. Ces propriétés ont été démontrées par le calcul de l'expression théorique du cepstre d'un modèle simplifié de signal d'engrènements multiples. Il est enfin montré que pour que cet indicateur remplisse pleinement son rôle, les signaux à traiter doivent être acquis sous échantillonnage angulaire, d'une part pour que le cepstre puisse garder sa résolution maximum et d'autre part pour pouvoir isoler chacun des engrènements d'un réducteur complexe par moyennage synchrone.Le deuxième indicateur est à la fois local et sélectif en ce sens qu'il est capable de localiser et reconnaître, sur l'organe tournant incriminé, un défaut de type écaillage ou piqûre. Il est basé sur le fait que le cepstre d'énergie de la signature temporelle de ce type de défaut est défini négatif, en conséquence il est bâtit à partir de l'intégrale du cepstre d'une fenêtre glissante sur le signal.Ces indicateurs ont été validés sur des signaux issus de simulations numériques et sur des signaux réels. Les simulations ont été obtenues à partir d'un modèle mécanique déjà disponible, elles ont permis de réaliser une étude paramétrique des défauts de type écaillageen dentures droites et hélicoïdales et aussi d'en révéler la signature temporelle.A partir de signaux acquis sous échantillonnage angulaire, des exemples de séparation d'engrènements sont donnés. Enfin à partir de signaux qui ont déjà été utilisés en plusieurs occasions pour faire du diagnostic, les performances de ces deux indicateurs sont mises enévidence.

Dans le cadre de la recherche de planètes extrasolaires et de naines brunes, cette thèse innove en se focalisant sur le cas d'étoiles naines de type spectral A et F, plus chaudes que le Soleil. J'ai développé une nouvelle méthode de mesure de vitesses radiales, que j'ai testée puis appliquée lors de recherches systématiques avec les spectrographes ELODIE et HARPS, qui a abouti pour le moment à la découverte de deux planètes et d'une naine brune, et de nombreux candidats. J'ai aussi développé des diagnostics de la présence de pulsations ou d'activité affectant la surface stellaire et les vitesses radiales mesurées. J'ai aussi conduit cette recherche en imagerie directe à haute résolution angulaire, en utilisant les instruments PUEO et NACO. Les compagnons candidats détectés doivent être confirmés. Cette recherche permettra d'établir les caractéristiques des planètes et naines brunes autour d'étoiles A et F, et l'influence de la masse de l'étoile-hôte sur les processus de formation.

Dans ce mémoire, nous avons cherché à exploiter au mieux la cyclostationnarité afin de faire ressortir toute l'information présente dans les signaux issus de machines tournantes. Les méthodes de prétraitement qui y sont présentées sont illustrées sur des signaux d'engrenage et de roulement.<br /><br /> Nous présentons tout d'abord la cyclostationnarité ainsi que ces diverses variantes. La caractérisation est faite suivant l'angle où les signaux sont naturellement cyclostationnaires. Ensuite, nous insistons plus longuement sur le devenir de la cyclostationnarité après échantillonnage temporel. Alors que les périodes cycliques sont certaines suivant l'angle, elles ne le sont plus nécessairement suivant le temps à cause des fluctuations de vitesse aléatoires. Dès lors, les propriétés de cyclostationnarité disparaissent. Nous introduisons alors le concept de cyclostationnarité floue pour caractériser un tel signal. De plus, afin d'induire la cyclostationnarité sur les signaux temporel, nous proposons des méthodes de re-échantillonnage en fonction de l'angle.<br /><br /> Après avoir présenté les outils basés sur la cyclostationnarité, nous nous intéressons à son utilisation sur des signaux mécaniques. Pour cela nous introduisons le concept de cycloergodisme qui étend l'ergodisme stationnaire au cas cyclostationnaire et nous permet d'utiliser une seule réalisation. Nous présentons également les différents outils à l'ordre $1$ et $2$ (variance, distribution Wigner-Ville ...). Un exemple de diagnostic sur un engrenage permet d'expliquer comment traiter les signaux contenant plusieurs périodes commensurables. Ensuite, nous illustrons la pseudo-quasi-cyclostationnarité floue à l'aide d'un signal composé d'engrènement et de roulement. Dans un premier temps, nous traitons de la séparation des contributions roues et roulement + bruit. Pour cela nous exploitons le caractère principalement périodique des signaux de roue et le caractère stochastique des signaux de roulement. Dans un deuxième temps, nous utilisons ensuite un filtre de Wiener Cyclique afin de réduire le bruit toujours présent dans la contribution du roulement.

Un effet de microlentille gravitationnelle galactique a lieu lorsqu'une étoile d'avant-plan du disque de la Voie Lactée (la "microlentille") croise la ligne de visée d'une étoile d'arrière-plan située dans le Bulbe (la source). Le phénomène s'accompagne d'une amplification caractéristique du flux lumineux. Cette propriété est utilisée comme outil original aussi bien pour la recherche de planètes extra-solaires et la détermination de limites à leur abondance, que pour réaliser la tomographie d'étoiles géantes du Bulbe.<br /> <br /> Grâce à un réseau de télescopes régulièrement espacés en longitude dans l'hémisphère sud, la collaboration internationale PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) procède à un suivi précis et continu d'événements de microlentille soigneusement choisis. Des méthodes mathématiques et numériques adaptées à leur modélisation sont utilisées, afin de répondre aux problèmes posés par la non-linéarité des équations et la configuration particulière de l'espace des paramètres, qui est à la fois vaste et constitué de nombreux minima locaux.<br /> <br /> Une planète extra-solaire peut être détectée par cette technique si sa présence produit une déviation dans la courbe de lumière produite par son étoile-hôte. L'un des points forts de cette méthode réside dans sa capacité à mettre au jour des exoplanètes en orbite à quelques unités astronomiques et de masse aussi petite que celle de la Terre, grâce aux caustiques gravitationnelles produites par la planète. Ces dernières peuvent engendrer un pic d'amplification secondaire significatif, si la source vient à les traverser. La découverte de l'exoplanète OGLE 2005-BLG-390Lb porte à trois le nombre de détections par effet de microlentille ; elle est présentée ici. Outre le fait d'être à ce jour la planète la moins massive détectée - environ cinq fois la Terre - elle se situe à une distance appréciable de son étoile-hôte, soit trois unités astronomiques. <br /> <br /> Les observations réalisées sont également mises à profit afin de poser des limites à l'abondance de planètes extra-solaires autour d'étoiles naines rouges. Pour une sélection de microlentilles observées entre 1995 et 2004 et qui ne présentent pas de signature planétaire évidente, des diagrammes d'efficacité de détection sont calculés selon une méthode décrite ici. Les résultats obtenus forment alors la base de l'étude statistique.<br /> <br /> Enfin, un effet d'amplification différentielle du disque de l'étoile-source, lorsque cette dernière traverse une caustique, est exploité afin de sonder l'atmosphère d'étoiles géantes du Bulbe. Les mesures de coefficients d'assombrissement centre-bord de plusieurs étoiles sont rapportées et comparées aux prédictions des modèles. En outre, grâce à un suivi spectroscopique à haute résolution spectrale, il a été possible de confronter aux modèles les mesures de largeur équivalente de raies spectrales en plusieurs points du disque d'une géante G5III du Bulbe, à 9 kpc, et d'en détecter directement la chromosphère.

Le travail presente dans cette these a pour objet l'etude de certaines proprietes des systemes binaires pre-sequence principale: la proportion de ces systemes dans differentes populations, l'existence et les proprietes de disques de matiere en leur sein, et enfin l'interaction de ces disques avec les deux composantes stellaires du systeme. A ces fins, plusieurs techniques d'imagerie a haute resolution angulaire sont utilisees, ainsi que des simulations numeriques de type Monte-Carlo. La proportion de systemes binaires dans deux amas stellaires ages d'environ deux millions d'annees est determinee, puis une comparaison de ces resultats avec des etudes anterieures est presentee. L'ensemble de ces donnees est compare aux modeles de formation et d'evolution dynamique des amas d'etoiles, et semblent en accord avec l'hypothese selon laquelle le processus de formation aboutit a un proportion ``initiale'' de binaires proche de 100%, avant que les nombreuses interactions dans les amas ne detruisent une partie de ces systemes. La spectroscopie de systemes binaires T Tauri revele que les deux composantes d'un meme systeme possedent simultanement des disques circumstellaires, ce qui suggere que les environnements des deux composantes n'evoluent pas independamment durant le premier million d'annees. Des images directes de deux disques circumbinaires et deux disques circumstellaires au sein de systemes binaires ont egalement ete obtenues dans le visible, le proche infrarouge et le domaine millimetrique. En couplant ces resultats a l'utilisation d'un code numerique decrivant la diffusion multiple des photons, il est possible d'estimer les proprietes geometriques des disques, ainsi que celles des grains de poussiere qui y sont presents.

Ce manuscrit est dédié au transport relativiste cinétique sous influence de champs magnétiques, identifié comme obstacle pour la modélisation et la simulation intégrée, dans le cadre de la Fusion par Confinement Inertiel (FCI). Une réalisation importante concerne le développement d'un code déterministe de référence, 2Dx-3Dv, de type Maxwell-Fokker-Planck-Landau, permettant la prise en compte de fonctions de distribution à large degré d'anisotropie. Ce travail se situe à l'interface de l'analyse numérique, des mathématiques appliquées, et de la physique des plasmas. Un deuxième résultat marquant concerne la dérivation d'un modèle collisionel multi-échelle, pour le transport d'électrons relativistes dans la matière dense. Des processus importants sont mis en évidence pour la FCI, et une analogie est menée vis-à-vis des processus de transport collisionels connus en radiothérapie. Enfin, un modèle mésoscopique aux moments angulaires, avec fermeture entropique, a été dérivé et utilisé pour le dépôt de dose pour la radiothérapie. Des schémas numériques précis, d'ordre élevé, et robustes, ont été développé dans ce cadre.

Depuis la découverte de la première exoplanète autour d'une étoile de la séquence principale en 1995, seule une poignée d'exoplanètes ont été détectées par imagerie directe du fait de la grande différence de contraste qui existe entre les étoiles et les planètes. L'instrument SPHERE pour le VLT fait partie d'une nouvelle génération d'instruments dédiés à la détection directe de planètes géantes gazeuses qui combine un système d'OA extrême et des coronographes de dernière génération pour allier haute résolution angulaire et haut contraste. IRDIS, le spectro-imageur différentiel de SPHERE, offre plusieurs modes d'observation dans le proche infrarouge, dont les deux principaux sont l'imagerie différentielle (DBI) et la spectroscopie longue fente (LSS). Durant ma thèse j'ai étudié au moyen de simulations numériques détaillées les performances des modes DBI et LSS pour la détection et la caractérisation des exoplanètes. En mode DBI j'ai utilisé les méthodes SDI et ADI pour éliminer les speckles qui limitent intrinsèquement les données, puis j'ai estimé les limites de détection et la précision photométrique de IRDIS en imagerie afin de déterminer une séquence de paires de filtres optimale pour la caractérisation des exoplanètes. En utilisant cette séquence, j'ai pu estimer les températures effectives des planètes qui seront effectivement caractérisables avec IRDIS. En mode LSS, j'ai développé une méthode d'analyse des données spécifique pour les spectres dominés par les speckles et j'ai étudié ses performances en détail pour la caractérisation des exoplanètes. Enfin, j'ai travaillé sur la stratégie d'observation à adopter pour la caractérisation des exoplanètes avec IRDIS au moyen de tests en aveugle en imagerie et en spectroscopie. Ces tests m'ont permis de confirmer les résultats obtenus dans le cadre du travail détaillé sur les modes DBI et LSS, et en particulier d'étudier la discrimination des contaminants stellaires dans les données de IRDIS.

Effective management of forest resources requires reliable and timely information on their status. In this regard, remote sensing techniques have played an important role, as they allow collection of data on extensive, remote and inaccessible areas. Historically, aerial photographs were the primary remote sensing data source in forest inventory and mapping, and they are still extensively for visual photo-interpretation. In this thesis, we show that their use can be improved thanks to automatic processing and an application using digitised orthophotos is provided. Satellite-based remote sensing has been regarded as an alternative, low-cost and rapid, data source to aerial photography and ground survey. Indeed, it has proved to be effective at the continental and global scales, but applications for local forest management purposes are still rare. The main reason for this is that the spatial resolution of satellite remote sensing data that was available until recently (mainly from Landsat TM/ETM and SPOT HRV) was too coarse for stand level information. Satellite images with enhanced spatial resolution (such as IKONOS) should overcome this limitation. This thesis investigates their actual capabilities for forest stand mapping and characterisation. We show that they are well suited for forest stand type classification and for retrieval of several dendrometric variables in coniferous stands with an accuracy similar to that of field sampling. For the sake of solutions to provide more precise and detailed information on forest stand, we assessed also the contribution of hyperspectral and multiple-view angle data acquired by CHRIS/PROBA. Although the winter season scene did not fully permit utilisation of the hyperspectral dimension of this dataset, the study provides insights into directional effects. This work makes, hopefully, a step towards automated processing and effective integration of satellite-based remote sensing data into the forest management information system and, by upscaling, into the national forest inventories.

Les futurs très grands télescopes donneront la possibilité d'effectuer des observations à très Haute Résolution Angulaire, mais leur conception nécessite une connaissance précise des effets optiques de la turbulence atmosphérique sur de grandes échelles spatiales. Cette étude porte sur la validation expérimentale de la modélisation de la turbulence optique lors de l'observation astronomique à partir du sol.<br />La caractérisation des propriétés spatiales du front d'onde est effectuée à partir des grandes bases de mesure utilisées par l'interféromètres stellaire optique GI2T / REGAIN dans la perspective d'observations avec l'interféromètre VLTI / AMBER. A ces échelles, les déformations du front d'onde ne suivent pas les mêmes lois statistiques et cette étude confirme que l'amplitude des déformations spatiales du front d'onde n'augmente pas indéfiniment avec l'allongement de la base de mesure. Cette étude met en évidence la saturation des grandeurs liées aux déformations spatiales lorsque les distances considérées dépassent la valeur de l'échelle externe de cohérence spatiale du front d'onde.<br />Le GSM ("Generalized Seeing Monitor"), unique instrument dédié à la mesure de l'échelle externe, est utilisé dans une configuration étendue pour tester expérimentalement les différents modèles existants de turbulence optique lors d'observations sur le site de Calern. Une modélisation multi-couche de l'échelle externe est aussi proposée afin de rendre compte des effets optiques de la turbulence atmosphérique selon sa distribution an altitude. Les résultats de cette étude permettent de mieux dimensionner les systèmes d'optique adaptative de nouvelle génération associés aux futurs grands télescopes et interféromètres à très grandes bases.<br />Enfin, cette étude a consisté à développer l'instrument MOSP ("Monitor of Outer Scale Profile") mesurant la distribution verticale de l'échelle externe à partir de l'observation du limbe de la Lune. Plusieurs campagnes d'observation ont été effectuées aux Observatoires de Haute Provence et de Mauna Kea et les premières mesures de profils d'échelle externe sont présentées.