L'observation d'occultations du Soleil et d'étoiles par Titan permet d'étudier l'atmosphère épaisse de ce satellite de Saturne du point de vue de sa composition en gaz et en aérosols. Le principe de ces observations, réalisées par le spectro-imageur visible/infrarouge VIMS de la sonde Cassini, est de mesurer la transmission du flux solaire ou stellaire à travers l'atmosphère de Titan. Les données sont constituées de courbes de lumière à différentes longueurs d'onde et de spectres infrarouges pour différentes altitudes de visée. L'étude des courbes de lumière montre qu'il s'agit d'occultations par absorption et non par réfraction différentielle comme c'est le cas pour les occultations observées depuis la Terre. La baisse de signal observée est donc due à l'absorption du flux lumineux par le gaz et les aérosols de l'atmosphère.<br>Les spectres en transmission présentent des bandes d'absorption du méthane à 1,2, 1,4, 1,7, 2,3 et 3,3 µm et du monoxyde de carbone à 4,7 µm. Un code de transfert radiatif en géométrie sphérique et utilisant la méthode de calcul raie par raie a été développé afin de modéliser les bandes observées. L'étude du méthane est centrée principalement sur la bande à 2,3 µm. Au-dessus de 200 km, nos données sont compatibles avec une abondance uniforme de 1,4 - 1,6% telle que mesurée par d'autres instruments. En dessous de 200 km, un effet systématique mal compris empêche une mesure fiable. La molécule de CO est détectée en dessous de 180 km. Une abondance de 33±10 ppm est mesurée entre 70 et 130 km d'altitude. En dessous de 500 km environ, une absorption supplémentaire, centrée sur 3,4 µm se superpose à la bande du méthane à 3,3 µm. Cette bande caractérise la vibration des liaisons C - H au sein de longues chaînes aliphatiques rattachées à de larges molécules organiques qui composent les aérosols. <br>L'absorption des aérosols fixe le niveau de continu des spectres étudiés. Celle-ci est plus forte aux courtes longueurs d'onde et augmente lorsque l'altitude décroît. Un code d'inversion du continu a été développé afin de déterminer les profils de densité des aérosols et de modéliser leur transmission. L'hypothèse de départ est que les aérosols sont des agrégats fractals composés de sphères de 0,05 µm de rayon dont les propriétés optiques sont celles des tholins de Khare et al. (1984). Les modèles de transmission obtenus révèlent que seuls les agrégats comportant plus de 1 000 sphères sont compatibles avec les observations. De plus, l'absence des deux absorptions caractéristiques à 3 et 4,6 µm dans nos données soulignent les différences significatives entre les tholins et les aérosols réels. Les profils de densité des aérosols indiquent une augmentation exponentielle en dessous de 450 km, caractérisée par une échelle de hauteur de l'ordre de 60 km pour les données de l'occultation solaire (71°S) et de l'ordre de 50 km pour celle de l'occultation de Gamma Crucis (24°N). L'écart constaté est peut-être attribuable à la différence de latitude entre ces deux observations. Enfin, les données de l'occultation rasante d'Antarès comportent de<br>nombreuses variations de flux rapides et intenses (« spikes ») : elles sont attribuées à des ondes de gravité se propageant dans l'atmosphère de Titan.

Une campagne de mesures simultanées obtenues d'une part in-situ par un ballon instrumenté entre le sol et 18 km d'altitude, d'autre part à distance par un radar Stratosphère-Troposphère permet une étude expérimentale du domaine d'échelles de la turbulence tridimensionnelle isotrope, de celui du champ d'ondes de gravité aléatoires et du domaine de transition entre ceux-ci. Divers résultats ont été obtenus: la turbulence inertielle n'est observable que si l'espace spectral disponible est suffisamment large et le caractère non-passif des fluctuations de température s'y manifeste clairement. L'anisotropie des fluctuations dans le domaine de transition est intermédiaire entre celles observées dans les domaines limitrophes et les mesures radar montrent qu'elle reste importante jusqu'à des échelles de l'ordre de 3 m.

La vapeur d'eau est un élément clé dans l'atmosphère moyenne. Elle est impliquée dans le bilan radiatif de la terre et elle joue un rôle capital dans plusieurs réactions chimiques. Grâce à sa durée de vie relativement longue, elle peut aussi être utilisée comme traceur de la dynamique de l'atmosphère moyenne. <br />Quelques instruments spatiaux mesurent la vapeur d'eau. Le NDACC (Network for the Detection of Atmospheric Composition Change) dispose de quelques instruments au sol majoritairement situés aux latitudes moyennes de l'hémisphère nord permettant de valider ces données.<br />Le radiomètre micro-onde mobile (MobRa) rendu opérationnel pendant cette thèse, mesure des profils verticaux de vapeur d'eau entre 25 et 60 km d'altitude, avec une résolution verticale variant de 10 à 20 km. <br />A travers le phénomène du transfert radiatif, il est expliqué comment le rayonnement émis par les molécules de vapeur d'eau stratosphérique et mesuré au sol contient une information sur la distribution verticale de cette espèce chimique.<br />L'instrument est présenté en détail, en insistant sur les points qui ont donné lieu à des modifications et améliorations, à savoir les méthodes de mesure et de calibration, la réduction des données ainsi que l'estimation des différents paramètres instrumentaux.<br />La méthode de restitution des profils verticaux basée sur l'estimation optimale est présentée, avec une analyse détaillée du contenu en information et des erreurs.<br />La validation de l'instrument est effectuée en comparant les mesures réalisées par MobRa à Toulouse et à Saint-Denis de la Réunion avec les données satellites du capteur MLS sur le satellite Aura.

La méthode de la parallaxe de pulsation, appliquée à des observations VINCI du VLTI, a permis la détermination de distance de sept Céphéides Galactiques. Pour l Car, la plus résolue d'entre elles, la précision obtenue est de 5%. Le point-zéro de la relation P-L a également été déterminée avec une précision de 0.08 magnitude. Les mesures interférométriques fournissent la variation du diamètre angulaire de l'étoile sur tout le cycle de pulsation, tandis que la variation du diamètre linéaire est déterminée par une intégration temporelle de la vitesse pulsante photosphérique Vpuls de l'étoile. Or la détermination de cette dernière, à partir du décalage Doppler de la raie spectrale Vrad est extrêmement délicate. Le facteur de projection, défini par p=Vpuls/Vrad est en effet très sensible aux paramètres physiques et à la dynamique atmosphérique de l'étoile. En particulier, les gradients de vitesse dans l'atmosphère des Céphéides, pose la question de la définition de la vitesse pulsante. Premièrement, un modèle hydrodynamique a permis d'étudier les gradients de vitesse dans l'atmosphère de d Cep. La différence de vitesse obtenue entre la vitesse photosphérique et la vitesse associée à la zone de formation de la raie, affecte le facteur de projection et donc la distance à un niveau de 6%. Deuxièmement, en comparant le modèle géométrique simple à des observations à haute résolution spectrale HARPS de neuf Céphéides, l'impact de la dynamique atmosphérique des étoiles sur l'asymétrie des raies spectrales a été mis en évidence. Troisièmement, le modèle hydrodynamique a permis de faire le lien entre les gradients de vitesse dans l'étoile, le facteur de projection, et les observables spectro-interférométriques. Ceci pourrait constituer un moyen supplémentaire pour contraindre observationnellement le facteur de projection. La connaissance du facteur de projection dans le cadre du futur survey AMBER est crucial. Nous envisageons de déterminer la distance d'une trentaine de Céphéides à mieux que 5%, afin de calibrer le point zéro de la relation P-L avec une précision de 0.01 magnitude.

L'ajustemnt géostrophique nonlinéaire de fronts et de jets est analysé. Il est démontré que le formalisme lagrangien est le mieux adapté pour décrire sans ambiguité ce problème. Des modifications du scenario classique d'ajustement de Rossby sont mises en évidence. <br /><br />L'analyse de radiosondages de la campagne FASTEX montre que les jets et les fronts atmosphériques aux moyennes latitudes sont des sources importantes d'ondes de gravité. <br /><br />Un mécanisme d'excitation d'ondes de gravité à partir de mouvements vorticaux est analysé théoriquement dans le cadre d'un fluide stratifié, pour les ondes excitées par un tourbillon ellispoïdal.

L'interférométrie astronomique est une technique observationnelle qui forme des interférences avec le rayonnement d'une source à la sortie de différentes ouvertures indépendantes. L'interférométrie monomode (optique fibrée ou optique intégrée) est une catégorie importante de l'interférométrie pour laquelle les faisceaux se propagent à l'intérieur des guides d'onde, les plus populaires étant les fibres optiques. Les guides d'ondes ne sont pas très bien connus de la communauté astronomique. Ils sont souvent présentés comme des entonnoirs à photons, où le nombre de photons injectés est simplement calculé à partir d'un taux de couplage. Ni la propagation dans la fibre, ni l'effet du guide sur le spectre spatial de la source ne sont considérés. Le but de ce travail est de mieux comprendre comment marche le filtrage optique monomode. Après avoir rappelé pourquoi et dans quel contexte les guides d'ondes ont été introduits interférométrie, je vais présenter la physique du filtrage modal sous un angle théorique. Une attention particulière sera portée au problème de la normalisation des modes rayonnés dans une structure guidante. Une approche mathématique originale a été développée et permet de calculer les modes rayonnés de n'importe qu'elle structure multicouche fortement ou faiblement guidante. L'application de la méthode à la fibre optique circulaire bi-couche a permis de calculer la densité spectrale et dévaluer la réjection des modes rayonnés excités par une tâche d'Airy. Nous montrons que la dynamique de la réjection est rapide mais ralentit dans la longueur du guide. De plus des phénomènes interférentiels entre le mode guidé et le paquet d'ondes rayonnés conduisent à la notion d'optimum local pour la réjection en terme de taille de région d'intégration du flux dans le plan transverse du guide. La seconde partie de ce travail est dédiée à l'étude formelle de la relation objet-image dans un interféromètre fibré. Sur une base mathématique rigoureuse nous étudions comment se propage la cohérence partielle à travers le système optique. Nous montrons que les mesures de visibilité sont biaisées à cause de la réduction du champ de vue induite par la présence des guides.

La mission Cassini-Huygens a été conçue dans le but d'étudier la planète Saturne et son environnement proche, notamment le satellite Titan. L'orbiteur Cassini possède à son bord un instrument radar en bande Ku (f=13.78 GHz) qui aura pour principal but de percer l'épaisse atmosphère de Titan et d'en imager la surface. Dans ce contexte, l'objectif de notre travail était de préparer l'interprétation des futures données du radar. Nous avons, pour ce faire, réalisé des simulations de la propagation de l'onde radar avec l'aide de mesures diélectriques effectuées en laboratoire, ceci afin d'anticiper les éventuelles perturbations liées à la traversée de l'épaisse atmosphère de Titan et à la rétrodiffusion sur sa surface. En raison de l'absence de données concernant les propriétés diélectriques micro-onde des particules qui composent les brumes de Titan, nous avons effectué des mesures de la constante diélectrique d'analogues d'aérosols synthétisés en laboratoire (aussi appelés tholins) autour de 13.78 GHz. Nous avons obtenu pour la partie réelle une valeur comprise entre 2 et 2.5, avec une tangente de perte allant de 10-3 à 5.10-2. Nous avons également rassemblé les valeurs de constante diélectrique des espèces susceptibles de composer l'atmosphère et la surface de Titan pour lesquelles il existait déjà des mesures dans le domaine micro-onde : hydrocarbures légers en phase liquide et solide, glace d'eau et silicates. Avec l'aide de ces mesures diélectriques, nous avons ensuite développé des simulations dédiées à l'étude du comportement de l'onde radar de Cassini tout au long de son parcours. Les résultats en termes d'atténuation atmosphérique sont les suivants : (1) les scénarios de brumes d'aérosols ne causent aucune atténuation et dans ces conditions l'onde radar atteint la surface de Titan sans subir aucune perte. Dans ces modèles d'atmosphère, le rayon des particules n'excède pas 1 um et l'atténuation résultante ne dépassent jamais 0.01 dB. (2) En revanche, lorsque une couche de pluie est ajoutée dans les derniers kilomètres, l'atténuation dépasse rapidement la limite de sensibilité de l'instrument radar. Une onde émergeant d'un tel nuage serait tellement atténuée qu'en retour, aucun écho de surface ne pourrait être détecté. Seule la composante réfléchie sur la couche de nuages pourrait être accessible. Les simulations de rétrodiffusion de surface démontrent également que l'on peut s'attendre à une rétrodiffusion plutôt faible, même pour des surfaces relativement rugueuses à la longueur d'onde du radar de Cassini. A travers une étude plus détaillée de la propagation du pulse de l'altimètre de Cassini et de son interaction avec l'atmosphère de Titan, nous sommes arrivés à la conclusion qu'il serait possible de détecter la présence hypothétique de nuages et de sonder un certain nombre de leurs propriétés (existence de pluies et extension des systèmes de nuages, taille, concentration et vitesse des particules).

Ce travail nous a permis de montrer qu'il était maintenant possible de déterminer de manière fiable de nombreux éléments métalliques dans les neiges Antarctiques à des niveaux de concentration extrêmement bas, en combinant des techniques de prélèvement ultra propres sur le terrain, des méthodes de préparation d'échantillon adaptées et des techniques d'analyse ultra sensibles comme l'ICP-SFMS ou la spectrométrie de masse à ionisation thermique. C'est ainsi que nous avons pu déterminer les concentrations de douze métaux (V, Cr, Mn, Co, Cu, Zn, Ag, Cd, Ba, Pb, Bi et U) et l'abondance isotopique du plomb dans l'excellente série d'échantillons prélevée en Terre de Coats, dans le secteur Atlantique du continent Antarctique. Les résultats obtenus nous ont permis de reconstituer l'évolution des apports naturels et anthropiques de métaux vers l'Antarctique, depuis les années 1830 jusqu'au début des années 1990. Ainsi pour Pb, la pollution commence dès la fin du 19ème Siècle, elle atteint son paroxysme aux alentours des années 1970-1980 pour redescendre ensuite au cours des décennies récentes. L'évolution des rapports isotopiques montre que les apports de plomb sont le résultat d'un mélange complexe de différentes contributions, provenant des pays d'Amérique du Sud et de l'Australie. Pour Cr, Cu, Zn, Ag, Bi et U, les concentrations dans la neige augmentent significativement à partir des années 1950. Cette évolution qui ne peut s'expliquer par des variations naturelles, démontre que la pollution atmosphérique pour ces métaux, en relation avec les activités anthropiques dans les pays de l'Hémisphère Sud comme par exemple la production des métaux ferreux et non-ferreux, a pris une ampleur globale. Une étude de la période 1920-1990, a permis de détailler l'évolution des concentrations en métaux, à l'échelle intra et inter annuelle. Les fortes variations enregistrées à Coats Land montrent que les apports de métaux sont complexes, associés aux processus de transport des moyennes latitudes vers la zone polaire mais aussi à la variabilité des différentes sources naturelles, comme le volcanisme local, les embruns marins ou les flux de poussières crustales.

La région Méditerranéenne est particulièrement vulnérable aux feux des végétation qui représentent une menace croissante pour l'environnement et les populations. Les interactions dynamiques et chimiques entre le feu et l'atmosphère se produisent sur plusieurs échelles temporelles et spatiales et leur étude nécessite donc une modélisation couplée. Le couplage numérique entre le modèle atmosphérique Méso-NH, incluant un schéma de chimie réactionnel, et le modèle de propagation de feu en surface ForeFire a été la base méthodologique pour trois études sur les interactions feu-atmosphère. D'abord, les impacts des feux de végétation sur la dynamique et la chimie atmosphérique ont été caractérisés à l'échelle régionale pour l'incendie de Lançon-de-Provence 2005. L'étude montre l'impact des émissions pyrogéniques sur les concentrations de polluants en surface à plus de 30 km sous le vent du feu et un accroissement de la turbulence atmosphérique. Ensuite, une étude sur la hauteur d'injection des produits des feux de végétation a été réalisée qui compare deux paramétrisations des processus convectifs induits par les incendies. Les deux approches (EDMF et PRM) donnent des résultats similaires sur un feu méditerranéen, mais EDMF sous-estime systématiquement les hauteurs d'injection pour les feux tropicaux quelques soient les conditions environnementales, soulignant les limitations des approches paramétrées dans la détermination des hauteurs d'injection. Enfin, le modèle couplé MésoNH-ForeFire utilisé à très haute résolution sur des cas idéaux et sur des feux réels a montré l'amélioration sur la vitesse de propagation du feu du couplage bi-directionnel feu-atmosphère.

Les modes de variabilités interannuelles du système couplé océan-atmosphère auxmoyennes latitudes de l'hémisphère sud sont étudiés avec un modèle de compléxité intermédiaire. L'objectif est de déterminer les mécanismes d'interactions océan-atmosphère indépendamment du forçage tropicale. Le modèle est un modèle atmosphérique quasi-géostrophique à 3 niveaux, couplé à une couche de mélange océanique de profondeur constante incluant l'advection géostrophique par le courant circumpolaire Antarctique (ACC). Le couplage océanatmosphère se fait par les flux de chaleur de surface et les transports d'Ekman forcés par la tension de vent de surface. Dans une simulation totalement couplée, l'atmosphère, qui inclue la dynamique des transitoires baroclines, exhibe un mode annulaire (SAM) comme premier mode de variabilité interannuelle. Les anomalies de vent induites par le SAM créent des courants méridiens d'Ekman dans la couche de mélange qui induisent à leur tour des anomalies de température océanique de surface qui sont ensuite avectées par l'ACC. Un mécanisme purement forcé où le rôle de l'océan est réduit à l'advection des anomalies de SST est suffisant pour reproduire les caractéristiques principales de la variabilité. Néanmoins, une rétroaction positive de l'océan est mise en évidence par l'analyse de la réponse stationnaire atmosphérique à une anomalie de SST (SSTa). Celle-ci est déterminée pour un ensemble d'expériences où une SSTa idéalisée est localisée en 14 longitudes différentes, uniformément réparties le long d'un cercle de moyenne latitude. En projetant les réponses obtenues sur les modes verticaux atmosphériques, il est mis en évidence la partition de la réponse en une composante barocline identique quelque soit la position de la SSTa et une composante barotrope se projetant sur le mode dominant de variabilité atmosphérique du modèle. La SSTa induit une anomalie d'air chaud dans la couche basse atmosphérique qui engendre une réponse barocline 45o à l'est. Cette réponse est due à l'advection du vortex stretching induit par la SSTa, par les vents d'ouest quasi-stationnaires. La réponse barotrope consiste en une haute pression aux moyennes latitudes et une basse pression sur le pôle quand les SSTa sont localisées de l'océan Atlantique ouest au centre de l'océan Indien ; et d'une haute pression sur le pôle quand elle est localisée du bassin Autralo- Antarctique au centre de l'océan Pacifique. Les réponses barotropes ont une composante tourbillonnaire identique. La différence entre les réponses est déterminée par la composante zonalement symétrique qui se projette sur le SAM. La réponse barotrope est formée par le terme d'advection de vorticité relative basse fréquence qui est lui-même déterminé par l'impact sur le pôle des interactions de l'anomalie de vorticité relative aux moyennes latitudes avec les ondes stationnaires du modèle.