Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

On a longtemps cru que les régions de l'espace séparant deux étoiles constituaient un milieu quasiment vide. En fait, il n'en est rien et on sait maintenant qu'elles renferment de vastes nuages de gaz essentiellement composés d'hydrogène atomique, de dihydrogène et de monoxyde de carbone CO. On a longtemps pensé également que, du fait des conditions physicochimiques très particulières qui prévalent dans ces nuages interstellaires (faibles températures, faibles densités de matière, champs de radiations élevés dus à  la présence d'étoiles proches) il était peu probable que des processus chimiques puissent s'y dérouler et des molécules y survivre. On sait désormais que ce n'est pas le cas et qu'une chimie complexe et riche peut se développer. A ce jour, près de deux cent espèces chimiques différentes ont été détectées dans les milieux interstellaire et circumstellaire. La physico-chimie menant à  la formation de nouvelles molécules, même les plus complexes, peut avoir lieu en phase gazeuse et aussi à la surface des grains interstellaires. C'est à ce second aspect que je me suis principalement intéressée.Ce travail de thèse de doctorat est une étude expérimentale de l'interaction et de la formation de molécules sur différents types de surfaces simulant les grains de poussière présents dans le milieu interstellaire (silicates et/ou diverses morphologies de glace d'eau qui les couvrent dans les nuages denses froids). Dans ce but, plusieurs expériences sont faites en utilisant le dispositif expérimental FORMOLISM qui réunit des techniques de l'ultravide, de la cryogénie, des jets atomiques et moléculaires ainsi que la spectrométrie de masse.Dans ce travail, j'étudie expérimentalement la formation de l'eau via l'hydrogénation de l'ozone dans des conditions similaires à celles des nuages moléculaires denses (couverture de glace d'eau sur des grains à 10 K). Nos résultats confirment les prédictions théoriques et montrent que l'ozone est bien une des voies possibles, très efficace pour la formation de l'eau, en plus de celles de O et O2. Ce résultat est interprété par l'absence de barrière pour cette réaction.Dans une autre série d'expériences je présente des résultats sur les énergies d'adsorption/désorption de deux isomères, l'éthanol (EtOH) et le diméthyl-éther (DME), sur une surface de silicates couverte ou non de glace d'eau, à basse température. Les résultats obtenus sont comparés aux calculs théoriques sur la stabilité thermodynamique de ces deux isomères, le plus stable (EtOH) interagissant de manière plus efficace avec la glace d'eau que l'isomère (DME) qui a une énergie d'adsorption plus faible. Ce résultat apparait lié au fait que l'éthanol a une plus forte liaison hydrogène avec la surface de la glace. Il peut permettre d'expliquer l'abondance préférentielle du DME observée dans certains milieux circumstellaires. / It has been long believed that regions of space between two stars were an almost empty environment. In fact, it is not the case and we know now that it contains vast gas clouds mainly containing atomic hydrogen, dihydrogen and carbon monoxide CO. It was long thought also that because of the very specific physicochemical conditions prevailing in these interstellar clouds (low temperature, low density material, high radiation fields due to the presence of nearby stars) it was unlikely that chemical processes could take place and molecules could survive. We know now that this is not the case and that a rich and complex chemistry can develop there. To date nearly two hundred different chemical species have been detected in the interstellar and circumstellar medium. The physical-chemistry leading to the formation of new molecules, even complex ones, can occur in the gas phase as well as on the surface of interstellar grains. I have been mainly interested in this second aspect.This PhD thesis is an experimental study of the interaction and of the formation of molecules on different surfaces simulating the dust grains present in the interstellar medium (silicates and/or various morphologies of water ice covering them in cold dense clouds). For this purpose, several experiments are performed using the FORMOLISM experimental setup, bringing together several techniques and methods (ultrahigh vacuum, cryogenics, atomic and molecular beams and mass spectrometry).In this work, I am studying the formation of water via the hydrogenation of ozone under conditions similar to those of dense molecular clouds (water ice covered grains at 10 K). Our results confirm theoretical predictions and show that ozone is one possible very efficient way to form water, in addition to the O and O2 pathways. This result can be interpreted by the existence of a barrier-free reaction.In another set of experiments, I present results on the energies of adsorption/desorption of two isomers, ethanol (EtOH) and dimethyl-ether (DME) on a surface of silicates covered or not with water ice, at low temperature. The results are compared with theoretical calculations on the thermodynamic stability of both isomers, the most stable (EtOH) interacting more efficiently with the ice water than the isomer (DME) which has a lower adsorption energy. This result appears related to the fact that ethanol has a stronger hydrogen bond with the surface of the ice. It may help to explain the observed preferential abundance of DME in some circumstellar medium.

Le sujet de cette thèse est la phase d'accrétion emballée du gaz lors de la formation des planètes géantes, au moyen de simulations hydrodynamiques. Une planète de la masse de Jupiter est simulée au sein d'un disque circumstellaire autour d'une étoile de masse solaire. Grâce aux grilles emboitées du code JUPITER, le voisinage de la planète est résolu suffisamment pour étudier le disque circumplanétaire. Des simulations 3D localement isothermes révèlent que l'accrétion est un processus fondamentalement tridimensionnel, avec 90% du gaz accrété verticalement à travers le sillon ouvert par la planète, via une circulation méridienne entre les disques circumstellaire et circumplanétaire. Le taux d'accrétion est mesuré à partir de simulations sans viscosité, en accord avec les conditions qui règnent dans l'environnement planétaire. On trouve que Jupiter doublerait sa masse en un demi million d'années durant cette phase emballée, ce qui est similaire au temps de dispersion du disque, et pourrait donc expliquer la rareté des exoplanètes très massives (plus de 3 masses de Jupiter). En ajoutant les effets thermiques au code Jupiter, nous avons réalisé des simulations radiatives, avec des températures plus réalistes. Celles-ci montrent que la température de la planète influence fortement les propriétés de la matière circum-planétaire : même une planète assez massive pour ouvrir un sillon ne peut former qu'une enveloppe planétaire supportée par la pression si sa température est élevée (~13000 K), comme une planète de faible masse. Au contraire, dans les simulations où la température au voisinage de la planète est bornée à 1000-2000 K, un disque circum-planétaire se forme. / This thesis is focusing on the runaway gas accretion phase of giant planet formation with hydrodynamic simulations. A Jupiter-mass planet is simulated embedded in a circumstellar disk around a Solar-mass star. Thanks to the JUPITER-code nested meshing technique, the planet vicinity is resolved with high resolution allowing to study the circumplanetary disk formed around the giant planet. Isothermal, 3-dimensional simulations revealed that the accretion is truly 3D process, with 90% of the gas accreted from the vertical direction through the planetary gap. This vertical influx is part of a meridional circulation between the circumstellar and circumplanetary disks. The accretion rate to planet was determined from inviscid simulation, in order to account for the presumably low viscosity environment in the forming planet’s vicinity. In this inviscid limit, the mass doubling time in the runaway phase can be as long as half a million years, competing with the gas dispersal timescale, hence providing a possible solution for the missing population of massive (>3 Jupiter-mass) giant planets. Incorporating the thermal effects into the JUPITER-code, radiative simulations with more realistic temperature information were carried out as well. These simulations revealed that the planetary temperature greatly determines the properties of the circumplanetary material. Even a gap-opening giant planet could only form a circumplanetary, pressure-supported envelope, if the planet temperature is high (~13,000 Kelvin), similarly to low-mass planets. In contrary, in the simulations were the central temperatures were capped at 1000-2000 Kelvins, circumplanetary disks were formed.

À l'extrémité du spectre électromagnétique observé, l'astrophysique gamma étudie les traces des phénomènes les plus violents de notre univers. Grâce aux instruments toujours plus perfectionnés, la recherche dans cette branche de l'astronomie est entrée dans un âge d'or, où les résultats quantitatifs et prédictifs ont succédé aux découvertes pionnières. Néanmoins, les techniques actuellement utilisées semblent avoir atteint leur limites avec la dernière génération de satellites d'observation. De nouveaux instruments gamma doivent donc être développés afin d'atteindre les résolutions angulaires et les sensibilités nécessaires à la confrontation des observations avec les prédictions théoriques. <br />Afin de franchir cette nouvelle étape, la focalisation des rayonnements gamma offre une voie aujourd'hui prometteuse. Dans cette optique, le projet CLAIRE a pour objectif de démontrer la faisabilité d'une lentille gamma pour l'astrophysique nucléaire, ainsi que de quantifier les performances d'un tel instrument et les comparer aux principes théoriques.<br />À partir des lois de la diffraction des rayons dans les cristaux, une lentille a donc été développée et mise au point au CESR. Cette intrument, focalisant une bande énergétique de quelques keV centrée sur 170 keV, est constituée d'environ 560 cristaux de germanium disposés sur 8 anneaux concentriques, dont le réglage en laboratoire a nécessité la mise en place de procédures et systèmes spécifiques. D'autre part, les mesures récoltées lors de ce réglage ont permis de déterminer différents paramètres cristallins, servant ensuite d'initialisation aux simulations numériques.<br />La validité du principe de lentille gamma a alors été testée par des mesures au sol ainsi que par une observation effectuée sur la nébuleuse du Crabe sous ballon stratosphérique. Les mesures sol ont permis de déterminer l'efficacité de diffraction de la lentille ainsi que sa réponse hors axe. Ces résultats valident les principes à la base de la lentille gamma. <br />D'autre part, le 14 juin 2001, la lentille gamma a été embarquée sous ballon stratosphérique, à 41 km d'altitude. Suite au traitement des données, le signal diffracté a pu être mis en évidence avec un niveau de confiance de 3 sigmas, correspondant à une détection d'environ 33 photons pendant une observation effective d'1h12.<br />Les différentes expériences, tant au sol que pendant le vol stratosphérique, s'accordent sur une efficacité de 10% à 170 keV. Conformes aux prédictions, ces résultats valident le concept de lentille pour l'astrophysique et ouvrent la voie au développement d'un instrument spatial.

La mission Herschel est un des projets phare du programme scientifique de l'agence spatiale européenne (ESA). Son objectif est d'explorer le ciel dans l'une des régions du spectre électromagnétique les moins connues à ce jour : l'infrarouge lointain. Sa résolution, sa sensibilité mais aussi son domaine spectral font de Herschel un observatoire unique et parfaitement adapté à l'étude des mécanismes de formation d'étoiles et d'évolution des galaxies. Parmi les autres thµemes scientifiques qui bénéficieront des observations Herschel se trouvent les noyaux actifs de galaxie, les disques circumstellaires ou encore les comµetes de notre systµeme solaire.<br />De nombreux instituts de recherche ont participé à l'élaboration de ce projet ambitieux, notamment le CEA qui a développé un nouveau type de détecteur bolométrique pour le photomµetre de l'instrument Herschel/PACS.<br />Ce manuscrit rend compte du travail de recherche que j'ai effectué au Service d'Astrophysique du CEA dans le cadre de ma thµese de doctorat. Ma tâche a consisté d'une part à développer une procédure de caractérisation adaptée aux nouvelles matrices de bolomµetres du CEA, et d'autre part à réaliser l'étalonnage du photomµetre PACS et à optimiser ses performances dans les différents modes d'observation ouverts à la communauté astronomique.<br />Dans ce manuscrit, je présenterai les grandes lignes de l'astronomie infrarouge de la découverte du rayonnement infrarouge par William Herschel à la réalisation de l'Observatoire Spatial Herschel. Je décrirai également les développements d'hier et d'aujourd'hui dans le domaine de la bolométrie refroidie afin de mettre en perspective les innovations apportées par le CEA, à savoir la fabrication collective de bolomµetres, la thermométrie haute impédance, le multiplexage à froid et l'absorption du rayonnement par cavité résonante. J'exposerai ensuite le principe de fonctionnement des matrices de bolomµetres, étape nécessaire pour comprendre la problématique de la procédure de caractérisation que nous avons mise au point. Puis je présenterai et analyserai en détail les résultats obtenus lors de la campagne d'étalonnage du Photomµetre PACS qui s'est achevée en Juin 2007. Enfin, je traduirai les mesures réalisées en laboratoire en terme de performances "observationnelles" du Photomµetre PACS.

La question de l'inné ou de l'acquis des propriétés dynamiques des disques de galaxies reste encore largement ouverte. Si l'environnement joue une part importante dans l'établissement de ces caractéristiques (spirales, gauchissement, disques épais), son influence est modulée par la propension intrinsèque que possède un objet à réagir ou non à ces perturbations. Cette problématique ne peut être abordée quantitativement qu'en termes de populations d'objets, afin de s'affranchir des spécificités liées à un cas de figure donné. D'autre part, les grands relevés permettent déjà une étude statistique des propriétés morphologiques des galaxies. La compréhension théorique des propriétés de ces populations d'objets doit atteindre le même degré de précision et de représentativité que les observations. À cette fin, cette thèse propose d'aborder de façon statistique la dynamique des systèmes galactiques, en reliant les distributions des propriétés de ces objets aux caractéristiques statistiques des interactions qu'elles subissent. Les travaux exposés se concentrent sur la composante ”halo de matière noire” des systèmes galactiques, qui agit comme un transmetteur entre environnement cosmologique et galaxies.<br />Cet objectif nécessite à la fois une description correcte des processus dynamiques internes et une bonne connaissance des propriétés des environnements dans lesquels baignent les halos. Afin de répondre à cette double exigence, le cadre propose ici repose sur une approche hybride où les processus internes sont abordés via les outils analytiques de la dynamique galactique, tandis que les caractéristiques des interactions sont extraites de simulations à grande échelle. Les échanges (accrétion et champ de marée) entre les halos et le milieu extérieur sont décrits en termes de flux de matière au travers de la sphère de viriel et de potentiel projetés. La description des interactions se ramène à la caractérisation statistique d'une condition limite. Cette vision “halocentrique” permet en outre de conserver l'information angulaire et cinématique nécessaire au calcul de la réponse dynamique des halos.<br />La dynamique est abordée dans le régime des faibles interactions via une description perturbative non linéaire de la réponse d'un système non collisionnel ouvert. Compte tenus des temps dynamiques courts opérant au sein des halos, l'influence des faibles perturbations se manifeste via des processus résonnants, correctement décrits par un formalisme en angle-actions. Cette théorie doit permettre de décrire des phénomènes tels que la friction dynamique ou l'effeuillage par effet de marée. A partir d'une extension de la “méthode matricielle” décrivant la dynamique dans l'espace des angles-actions, il est démontré comment cette technique analytique exprime directement les caractéristiques statistiques de la réponse des halos en fonction des propriétés de leur environnement. Cette “propagation statistique” ne fait pas appel aux réalisations individuelles de systèmes en interaction, mais nécessite une connaissance complète des propriétés de l'accrétion et du champ de marée, ainsi que leurs interdépendances statistiques. L'évolution séculaire du halo dans le régime des interactions récurrentes est également décrite dans un formalisme quasi-linéaire. L'évolution de la fonction de distribution du halo y est décrite comme une diffusion au long cours des orbites du système, induite par la présence de perturbations externes.<br />Les propriétés de l'accrétion et du champ de marée sont extraites d'un ensemble de simulations cosmologiques permettant de réduire les effets de variance cosmique. Cette mesure permet une description quantitative des interactions et représentative de la diversité des cas de figure. Ces études sur simulations sont limitées au régime de faibles interactions pour des redshifts inférieurs à 1. La distribution du flux de masse au rayon de viriel a permis de contraindre quantitativement le degré d'anisotropie de l'accrétion de matière par les halos. Cette mesure en termes de flux est complétée par une étude détaillée de la distribution des satellites qui confirme un excès d'accrétion équatoriale de l'ordre de 15 pour cents et qui est interprétée en termes de flux filamentaire. Les propriétés de l'accrétion et du potentiel sont abordées de façon plus exhaustive via une description adaptée à la propagation statistique. Les propriétés cinématiques de la matière passant au travers du rayon de viriel mettent en évidence le caractère distinct de la matière nouvellement accrétée de celle ayant déjà interagit avec le halo. Cette différence se manifeste dans la trajectoire des flux de masse impliqués ou dans leurs vitesses caractéristiques. Les mesures de corrélations angulo-temporelles du potentiel au rayon de viriel indiquent un champ de marée stationnaire et hautement quadripolaire, traitant la distribution de matière dans les régions périphériques du halo. Les mêmes corrélations sont mesurées pour le flux de masse, montrant en particulier l'invariance au cours du temps du spectre de puissance de la matière noire au rayon de viriel. Une courte étude sur la distribution des métaux liés aux sous-structures illustre comment les études observationnelles peuvent fournir des contraintes statistiques sur la distribution de matière au sein des halos.<br />De façon générale, l'établissement d'un lien entre propriétés statistiques de l'environnement et distribution des réponses dynamiques des halos permet d'envisager un large champ d'applications. D'une part, la connaissance des flux doit permettre de prédire les propriétés statistiques de la répartition de la matière noire au sein des halos. À l'inverse, les traceurs observationnels de la distribution de matière (émission X, effet SZ, lentilles gravitationnelles, systèmes absorbants) fournissent des contraintes sur les propriétés réelles des flux, ainsi que sur les modèles sous-jacents de halos (profil de masse par exemple) et sur les biais associés aux traceurs utilisés (rapports M/L par exemple). Enfin, une validation à terme de la propagation statistique permet d'entrevoir la mise en place de l'inversion dynamique qui permet de remonter à l'histoire d'interaction d'un halo à partir de son état actuel.

Une famille d'astéroïdes véritable (génétique) est un ensemble de fragments issus de la fragmentation d'un corps parent, et qui ont des orbites similaires autour du soleil. La famille de Eos est un regroupement dynamique de plus de 450 astéroïdes à environ 3 UA du soleil. J'ai observé et fait l'analyse spectroscopique minutieuse de 45 astéroïdes de la famille de Eos. J'ai ainsi trouvé des caractéristiques communes et uniques, propres à la famille de Eos, me permettant d'établir un lien génétique unissant tous les membres. Cela m'a permis aussi d'identifier deux intrus c'est à dire des astéroïdes étrangers à la famille. Grâce à l'analyse des paramètres spectroscopiques, j'en ai déduit que le corps parent de Eos était partiellement différentié et que les processus de l'altération de l'espace avaient joué un rôle, quoique mineur dans la diversité spectrale des membres de la famille de Eos. J'ai simulé une famille synthétique de fragments grâce à un modèle semi empirique de collision catastrophique. J'ai ainsi obtenu un modèle synthétique de la famille de Koronis, famille au sein de laquelle la sonde Galileo a découvert l'unique preuve directe d'un système binaire. Dans ce contexte, j'ai développé un code pour suivre, aussitôt après l'impact, l'évolution dynamique des fragments, en tenant compte de leurs interactions, collisions et réaccumulation. J'ai trouvé que la formation de systèmes binaires formés de couples de fragments de masse comparable, à la suite d'une collision catastrophique est possible (environ un pour cent des fragments). Enfin, j'ai étudié des astéroïdes candidats à des missions spatiales. J'ai analysé les spectres de 253 Mathilde (mission NEAR), des spectres infrarouges du satellite ISO et des spectres des astéroïdes candidats à la mission ROSETTA. Sur ces derniers, j'en ai conclu que le choix idéal de la sélection finale devrait inclure 140 Siwa qui de par sa taille et son type spectral (C) constitue un objet plus primitif.

INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) est un satellite de l'Agence Spatiale Européenne, qui est dédié à l'imagerie et la spectroscopie fines dans la bande gamma molle. Sa charge utile est composée de deux instruments principaux : le spectromètre SPI - optimisé pour la détection de rayes fines (20 keV-8 MeV), et le télescope IBIS - optimisé pour l'imagerie a haute résolution (15 keV-10 MeV). Un des but de cette thèse était de fournir à la communauté scientifique un outil nouveau pour l'étude de la variabilité du « ciel gamma ». Cet outil est l'INTEGRAL Burst Alert System (IBAS), qui examine les données d'INTEGRAL à la recherche de sursauts gamma cosmiques (Gamma-Ray Bursts, GRBs, des sources éphémères et brillantes de radiation gamma), les localise et distribue leurs coordonnées en temps réel. Ma contribution à ce système a été de conduire des simulations de l'instrument IBIS/ISGRI avant le lancement d'INTEGRAL, à fin de développer les algorithmes d'imagerie et détection rapide utilisés par IBAS, et d'implémenter, tester et maintenir le logiciel après le lancement. Grâce à ce travail IBAS fournit les meilleures prestations en termes de rapidité et précision de localisation. IBAS a détecté 19 GRBs à présent. Leur analyse détaillée est présentée ici. Du point de vue de l'émission prompte les GRBs d'INTEGRAL ne révèlent aucune nouvelle caractéristique par rapport aux sursauts détectés dans le passé. Ils sont simplement plus faibles et notre analyse a permis de confirmer que beaucoup des aspects observés dans les sursauts plus brillants s'appliquent aussi aux GRBs les plus faibles. À ce propos, on peut noter que la bande énergétique d'IBIS/ISGRI ne permet pas, dans la plupart des cas d'étudier la courbure typique des spectres des GRBs, mais néanmoins elle permet de bien déterminer la pente de la loi de puissance de basse énergie. Les résultats les plus intéressants ont été obtenus par l'observation de l'émission rémanente des GRBs d'INTEGRAL dans d'autres bandes d'énergie. Grâce à la dissémination rapide des alertes d'IBAS et à la prompte réponse des autres télescopes, on a pu fournir de nouvelles vues des premières phases de l'émission rémanente de sursauts relativement faibles. Le cas de GRB 031203, par exemple, est particulièrement intéressant : pendant l'observation de XMM-Newton de son émission rémanente, un halo variable de diffusion en bande X a été découvert. Ce sursaut a été associé spectroscopiquement avec une Supernova de type Ic (SN 2003lw), et son redshift (z=0.105) le caractérise comme un des sursaut les plus proches et faibles avec une énergie relâchée de ~10^50 ergs. IBAS fournit aussi des alertes en temps réel pour d'autres sources, mis à part les GRBs. Plus de 100 sursauts courts associés au Soft Gamma Repeater SGR 1806-20 ont été détectés, créant ainsi une grande base de données de bonne qualité. En fait, on a pu étudier leurs caractéristiques spectrales et temporelles en détail. On peut résumer nos résultats sur SGR 1806-20 ainsi : (i) pour la première fois on a une bonne évidence d'évolution spectrale des sursaut SGR faibles, qui se traduit dans une anti-corrélation entre dureté et flux à l'intérieur des sursauts ; ce nouveau résultat représente un défi pour le modèle Magnetar, qui prévoit que la température effective du sursaut varie faiblement pendant le sursaut. (ii) le monitorage de la source fait par IBAS indique que son activité est encore en croissance. Une séquence de ~100 sursauts émis en ~10 minutes, a été détectée en temps réel par IBAS le 5 Octobre 2004.

Le spectromètre INTEGRAL/SPI a été conçu pour observer le ciel dans la bande d'énergie de<br />20 keV à 8 MeV. La spécificité de l'instrument SPI repose sur l'excellente résolution spectrale<br />(2,3 keV à 1 MeV) de son plan détecteur, composé de 19 cristaux en germanium refroidis,<br />couvrant une surface utile de 508 cm2. L'utilisation d'un masque codé, placé à 1,7 m au-dessus<br />du plan de détection lui assure un pouvoir séparateur de 2,5 degrés.<br />Ce travail de thèse, débuté avant le lancement d'INTEGRAL, se décompose en deux parties.<br />La première partie concerne l'analyse des données d'étalonnage du spectromètre. L'objectif était<br />de mesurer et de vérifier les performances du télescope, mais surtout de valider les simulations<br />de la réponse instrumentale de INTEGRAL/SPI. Cet objectif a été atteint. Cette analyse met aussi<br />en évidence la présence d'un bruit de fond instrumental important. La deuxième partie, quant à<br />elle, se concentre sur le traitement de données issues d'observations dans la région des Voiles.<br />Deux thématiques astrophysiques sont abordées, par la recherche :<br />– de raies de décroissance radioactives du titane-44, élément de nucléosynthèse explosive,<br />dans le vestige de supernova de Vela Junior et,<br />– de raies d'absorption cyclotron attendues vers 25 keV et 52 keV dans le spectre du pulsar<br />accrétant de l'étoile binaire X, Vela X-1.<br />À ce stade, sur la base des résultats obtenus précédemment par COMPTEL, la non-détection<br />des raies du titane-44 par SPI implique une limite inférieure de 4500 km·s−1 sur la vitesse<br />des éjecta de Vela Junior. En ce qui concerne Vela X-1 et la recherche des raies cyclotron, il<br />est montré que les résultats sont très sensibles au bruit de fond instrumental. Des études plus<br />approfondies seront nécessaires pour garantir une détection sans ambiguïté de ces raies.

Thèse doctorat : Sciences de la Terre et de l'Univers : Strasbourg 1 : 2006. / Titre provenant de l'écran-titre. Bibliogr. p8 .