On a tout lieu de croire que les oscillations acoustiques du Soleil, qui sont sujettes à différents mécanismes complexes d'amortissement, sont excitées stochastiquement par les mouvements incohérents de matière dans la zone convective.<br />Ces mouvements turbulents sont à l'origine d'une puissance acoustique injectée dans les oscillations et en assurent la survie. On désigne alors par oscillations de type solaire des oscillations acoustiques excitées par ce mécanisme, elles concernent les étoiles de masse intermédiaire dotées d'une zone convective supérieure.<br />Pour peu que des mesures précises d'amplitude et d'amortissement soient disponibles il est possible d'évaluer cette puissance acoustique et de contraindre la physique du phénomène.<br />Dans ce travail les bases de cette théorie ont été reconsidérées : les inconsistances ont été identifiée et supprimées et les controverses entre les auteurs précédents résolues. Il en résulte une nouvelle formulation qui généralise le traitement de la turbulence. <br />Le terme d'advection des fluctuations turbulentes de l'entropie par le champ de vitesse est identifiée comme la source d'excitation dominant largement la source liée au stress de Reynolds. <br />Les études quantitatives effectuées pour un modèle du Soleil et de Procyon ont révélé la grande sensibilité aux paramètres libres, introduits dans la théorie, ainsi qu'à la modélisation de la turbulence. L'application de cette formulation à des étoiles de masse intermédiaire ( 1 M o< M < 2 Mo) de la séquence principale a mis en évidence des effets systématiques relatifs aux paramètres stellaires : plus l'étoile est chaude plus la sensibilité au spectre de turbulence est exacerbée et plus elles sont porteuses d'information. <br />La future mission spatiale COROT devrait collecter des données de haute qualité sur ce type d'étoile. Dans cette perspective et pour optimiser le retour scientifique nous avons développé un modèle numérique de la chaîne photométrique de l'instrument. Ce modèle nous a permis d'apprécier la réponse de l'instrument que nous avons alors convolué avec nos estimations des puissances. <br />On établit que les hautes performances de COROT devraient être capables de nous fournir les contraintes observationnelles sur la théorie développée dans le présent travail.

L'étude de la fermeture de couche N=28 et de ces implications astrophysiques a été<br />menée. De même, nous avons étudié la structure de noyaux riches en neutrons autour de<br />N=32/34 et 40.<br />La fermeture de couche N=28 a été étudiée par le biais d'une réaction de transfert d'un<br />neutron sur les noyaux^{44,46}Ar. Les énergies d'excitation des états peuplés dans les ^{45,47}Ar,<br />leurs moments angulaires et facteurs spectroscopiques ont été déterminés. Les résultats<br />obtenus ont permis de montrer que N=28 est toujours magique dans la chaîne des argons.<br />Nous avons interprété l'évolution des écarts des orbitales partenaires de spin-orbit dans les<br />isotones N=29 des chaînes de calcium et d'argon en terme d'interaction proton-neutron<br />tenseur monopolaire. A l'aide de cette dernière, nous avons montré qu'il n'était pas né-<br />cessaire de faire appel à une diminution de la force de l'interaction de spin-orbite pour<br />comprendre l'évolution des écarts entre ces orbitales neutron dans les cas étudiés.<br />Les taux de capture de neutron sur les noyaux ^{44,46}Ar ont été déterminés à l'aide des<br />résultats de cette expérience. Nous avons alors étudié l'influence de ces taux sur la nucl<br />éosynthèse des ^{46,48}Ca. Nous avons proposé des conditions stellaires susceptibles de<br />reproduire le rapport isotopique anormal observé dans la météorite d'Allende pour les<br />isotopes ^{46,48}Ca.<br /> Nos résultats ont permis de<br />montrer que le nombre N=34 n'est pas magique dans les chaînes isotopiques supérieures<br />à celle du calcium.

Les grands sondages récents de l'Univers ont mis en évidence la présence de structures dans la distribution de la matière, sous forme de filaments et de vides. Pour étudier l'évolution de la distribution spatiale des galaxies, il est nécessaire de connaître leur position précise dans l'espace à trois dimensions. Cette thèse s'est déroulée dans le cadre du sondage profond VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS). Son but est de mesurer quelques 100000 redshifts pour étudier la formation et l'évolution des galaxies et des structures à grande échelle de l'Univers jusqu'à z~5. Après avoir fait un état des lieux de la connaissance que nous avons de la distribution des galaxies, puis introduis le sondage VVDS, je présente la mesure et l'évolution de la fonction de corrélation spatiale à deux points à partir des données de la première époque du VVDS, le plus large échantillon (10759 spectres) jamais acquis à I_AB=24. J'ai développé un ensemble de programmes mis à la disposition du consortium VVDS pour mesurer facilement la longueur de corrélation spatiale des galaxies dans un intervalle en redshift donné, avec ses erreurs associées, en corrigeant les effets de la stratégie d'observation du VVDS. Cet outil a permis de mesurer l'évolution de la fonction de corrélation spatiale de la population globale des galaxies jusqu'à z=2. J'ai prolongé cette étude en divisant l'échantillon de galaxies par type spectral et par couleur. Enfin, en combinant les données de GALEX avec celles du VVDS, j'ai pu mesurer l'agrégation de galaxies sélectionnées en ultraviolet jusqu'à z~1. C'est la première fois que de telles mesures sont réalisées sur une si longue plage de temps cosmique. Les résultats présentés dans cette thèse font ainsi office de nouvelles références pour les travaux futurs.

NIL

L'origine des positrons galactiques reste un des sujets les plus controversés de l'Astrophysique des hautes énergies depuis la découverte de la raie d'annihilation électron-positron en provenance du centre galactique à la fin des années 1970. L'étude de la raie d'annihilation à 511 keV est actuellement un des objectifs majeurs de SPI : le spectromètre d'INTEGRAL.<br />Cette thèse s'ouvre sur l'étude de la partie centrale de SPI: son plan de détection. La procédure de calibration en énergie ainsi que l'étude de la dégradation des détecteurs sont reportées. Par la suite, une étude approfondie du bruit de fond instrumental permet d'utiliser SPI dans les meilleures conditions. Le traitement des données aboutit alors à des cartes du ciel et des spectres avec une précision inégalée. Pour finir, les contributions des diverses sources potentielles de positrons galactiques sont confrontées aux résultats obtenus.

Les etoiles massives jouent un role crucial dans divers domaines de l'astrophysique: elles produisent la majorite des elements plus lourds que l'Oxygene; elles creent des regions HII grace a leur fort pouvoir ionisant; elles terminent leur vie en supernovae. Par ailleurs, elles ont la particularite d'emettre continument un fort vent engendre par la pression de radiation et qui interagit avec le milieu interstellaire environnant, creant des bulles, des chocs et declenchant l'effondrement des nuages moleculaires voisins. En outre, la perte de masse associee a ces vents est telle qu'elle va gouverner completement l'evolution de l'etoile. Il est donc important de connaitre quantitativement ces vents radiatifs d'etoiles massives, ce qui passe par la modelisation de leurs atmospheres. Dans ce cadre, les codes de calcul ont vu recemment leur fiabilite se renforcer significativement grace a l'inclusion du line-blanketing, permettant ainsi d'esperer une connaissance accrue des proprietes des etoiles massives. Dans une premiere partie de cette these, nous nous sommes donc interesses a l'etude des effets induits par le line-blanketing sur le comportement des modeles d'atmosphere. Nous avons ainsi montre qu'a la fois le spectre emergent et la structure de cette atmosphere etaient modifies. Cela se traduit par une reduction de l'echelle de temperature (relation Teff - type spectral) des etoiles O de 1500 a 4000 K pour les naines de type spectral tardif et precoce respectivement, ainsi que par une revision des parametres fondamentaux (luminosite, flux ionisants). L'inclusion des metaux modifie egalement de facon significative la distribution spectrale d'energie de ces etoiles, ce qui permet entre autre de mieux rendre compte des sequences d'excitation construites a partir de raies nebulaires infrarouges observees dans des regions HII compactes. Dans une seconde partie, nous nous sommes interesses aux proprietes de vent des etoiles de type O. Une premiere etude menee sur les etoiles de la region N81 du SMC au moyen de spectres STIS/HST a revele l'exceptionnelle faiblesse de leurs vents ainsi que leur probable appartenance a la classe spectrale Vz. Avec des taux de perte de mass de l'ordre de 1e-9 Msol/an, ces vents sont en effet plus faibles que ce qui a jamais ete observe et predit par les simulations hydrodynamiques. Il en va de meme pour les quantites de mouvement modifiees. Une seconde etude d'etoiles Galactiques connues pour montrer qualitativement des vents faibles ainsi que de quelques etoiles Vz a elle aussi revele l'existence de vents faibles dans les etoiles les moins lumineuses, revelant de ce fait une rupture de pente de la relation quantite de mouvement modifiee - luminosite pour des luminosites plus faibles que 1e5.2 Lsol. L'origine de la faiblesse de ces vents reste inconnue puisque ni la metallicite ni la jeunesse des etoiles ne semblent etre en mesure de les expliquer.

La lentille gamma est un nouveau type d'instrument d'observation pour l'astrophysique des hautes énergies dans le domaine de la dizaine de keV au MeV. Doté d'une résolution angulaire encore jamais atteinte (une minute d'arc environ) et d'une bonne résolution en énergie (DE/E " 1%), ses objectifs sont l'observation des raies gamma et la localisation précise de la source émettrice. Le projet CLAIRE a pour but de réaliser le premier vol ballon pour observer une source astrophysique (le Crabe) au moyen de la lentille.

Le paradigme cosmologique actuel s'appuie sur l'instabilite du modele de Friedman-Lemaitre vis-a-vis des inhomogeneites de densite d'energie, pour rendre compte de la formation des grandes structures de l'Univers, telles que nous les observons. Dans ce cadre, il a ete predit, puis observe, que ces necessaires inhomogeneites impriment sur un rayonnement fossile millimetrique (CMB), par ailleurs thermalise a 3K, homogene et isotrope, d'infimes variations de temperature. Par l'observation plus precise de telles anisotropies, de nombreuses expériences presentes ou a venir, telles ARCHEOPS, TopHat, ou PLANCK, esperent tester ce paradigme avec une precision sans precedent. Toutefois, les besoins inedits de ces experiences necessitent l'invention de nouvelles methodes d'analyse de donnees CMB. En reponse a certains de ces besoins, nous avons developpe au cours de notre these, une methode multi-grille originale de fabrication rapide de cartes de ces fluctuations de temperature a partir de donnees ordonnees en temps, une methode hierarchique de mesure du spectre de puissance angulaire de ces cartes, une modelisation analytique des effets de lobe instrumental, et un test original de detection d'une composante non-Gaussienne dans la distribution statistique de ces fluctuations. Par ailleurs, regardant ces inhomogeneites bien plus tardivement dans leur evolution, nous pouvons observer, entre autres grandes structures, des amas de galaxies. A ces objets, les plus massifs gravitationnellement lies aujourd'hui, nous nous sommes interesse dans un second temps. En particulier, nous avons construit un modele analytique permettant l'inclusion d'effets de chauffage non-gravitationnel, connus par leurs consequences observationnelles importantes. Enfin, nous avons presente une methode permettant une meilleure description du contenu baryonique de ces amas au moyen d'\emph(une analyse conjointe d'observations de distorsions gravitationnelles, de l'effet Sunyaev-Zel'dovich, et de l'emission X, ces deux derniers effets originant du gaz chaud contenu dans les amas.

La collaboration ANTARES se propose de construire un télescope sous-marin à neutrinos, par 2400 m de fond, à 40 km de Toulon. Ce détecteur sera constitué de 12 lignes comportant chacune 90 photo-multiplicateurs. Les neutrinos sont détectés via leur interaction par courant chargé dans le milieu en-tourant le détecteur (l'eau ou la roche) conduisant à la production d'un muon dans l'état final. Celui-ci émet de la lumière Tcherenkov lors de sa propagation dans l'eau. Cette lumière est repérée par un ré-seau tridimensionnel de photomultiplicateurs. Le flux diffus de neutrinos est constitué par l'addition de l'émission en neutrinos des différentes sour-ces. Seules les sources d'origine astrophysique ont été retenues. Les différents modèles théoriques pré-disant un tel flux ont été inventoriés et leurs prédictions ont été intégrées aux possibilités de simula-tion. La reconstruction en énergie des muons étant un paramètre crucial pour cette analyse, un nouvel estimateur d'énergie a été développé. Il permet d'aboutir à une résolution en énergie de l'ordre d'un facteur 3. Des variables discriminantes ont également été construites afin de rejeter le bruit de fond constitué par les muons atmosphériques. L'ensemble de ces travaux permet d'aboutir à une sensibilité de l'ordre de 8.10-8 GeV·cm-2·s-1·sr-1 au bout d'un an pour un flux en E-2 et un détecteur comportant 10 lignes.

L'astrophysique des écoulements hypersoniques fortement hors équilibres, telle qu'on la trouve comme mécanisme générateur de perte de masse dans les enveloppes circumstellaires d'étoiles évoluées, ou dans les enveloppes circumstellaires de binaires chaudes ou froides en interaction, trouve une contrepartie dans la physique très appliquée et proche des problèmes de l'industrie des écoulements dits ”hyperenthalpiques” soit de plasmas collisionnels dans des tubes à chocs, soit autour de corps naturels ou artificiels pénétrant à très grande vitesse dans des atmosphères planétaires. Lors des rentrées atmosphériques, un choc détaché se forme à l'avant du véhicule spatial. Le plasma de la couche de choc ainsi formée est fortement collisionnel, et les flux de chaleur incidents à la paroi du véhicule sont dominés par les flux radiatifs provenant principalement du continuum. Il est alors nécessaire de prendre en compte le couplage entre l'écoulement et le rayonnement. Pour des nombres de Mach élevés, le plasma de la couche de choc est en d´eséquilibre thermo- chimique et radiatif. Les processus collisionnels (collisions entre particules lourdes et collisions électroniques) et radiatifs (émission et absorption de rayonnement) doivent être traités de façon complètement couplée. Contrairement aux hypothèses les plus fréquemment utilisées jusqu'ici, chaque niveau électronique de l'atome est considéré comme une espèce différente. Les processus collision- nels et radiatifs sont présents dans les équations de conservation de la masse des espèces sous forme de termes sources. Un terme de divergence du flux radiatif intervient dans l'équation sur l'énergie totale du mélange de gaz. Une méthode des volumes finis implicite est utilisée pour le traitement du système d'équations. Cela nécessite le calcul des Jacobiens numériques pour la linéarisation des termes sources chimiques. Un calcul de rentrée atmosphérique à 15 km/s a été effectué et met bien en évidence le déséquilibre thermochimique du plasma. Une diminution de la distance choc/paroi montre l'importance du rayonnement sur la structure de la couche de choc.