La poussière interstellaire peut être considérée comme le précurseur des minéraux qui ont peuplé les disques protoplanétaires. En effet, les étoiles commencent leur histoire par l’effondrement d’un nuage interstellaire composé de gaz et de silicates amorphes riches en magnésium. Dans les premiers temps de la formation stellaire, celui-ci est réarrangé sous forme d’un disque en orbite autour l’étoile et dans lequel la poussière subit d’intenses transformations. Une conséquence majeure est l’apparition d’une transition amorphe-cristal de la poussière. Le disque est alors caractérisé par une zonation minéralogique constituée par une variation d’abondance de deux phases majeures, la forstérite et l’enstatite. Deux mécanismes peuvent rendre compte de leur formation à partir des silicates amorphes qui alimentent le disque : l’évaporation-condensation et la cristallisation solide-solide. Les présents travaux étudient ce dernier mécanisme comme alternatif au premier pour donner des éléments d’interprétation à la zonation minéralogique observée. Dans un premier temps, une méthode de synthèse sol-gel est mise au point afin de produire des silicates amorphes magnésiens et magnéso-calciques analogues aux silicates interstellaires. Dans un second temps, leur cristallisation est étudiée par diffraction des rayons X et microscopie électronique à transmission. Cette cristallisation se fait de manière séquencée et est marquée par une forte germination, conférant une petite taille de grain aux silicates. Les phases les plus riches en alcalino-terreux se forment les premières. Ce comportement se révèle un mécanisme pertinent pour expliquer la zonation minéralogique des disques et certains minéraux contenus dans les objets tels que les poussières interplanétaires, les comètes et les météorites. / In the framework of mineral evolution, interstellar dust could be claimed as the oldest ancestor of all minerals which spread on Earth and, further, in all comic objects traveling through the solar system, like comets, meteorites and interplanetary dust particles. History of stars begin with the collapse of an interstellar cloud made of gas and dust. Dust is mainly composed of Mg-rich amorphous silicates. In first stages of star formation, the diffuse mixture of gas and dust is dragged out by stellar winds and radiations to form a accretion disk in orbital motion around the new burning body. Then, processing of dust occurs. One consequence is an impressive amorphous-crystal transition known as the ‘crystalline revolution’. A mineral zoning appears along the disk with the formation of two major Mg-rich crystalline silicates, forsterite and enstatite. Two mechanisms can account for the formation of these two phases from the in-falling amorphous dust : evaporation-condensation and solid crystallization. The present work focuses on the solid state crystallization process in order to give support for the interpretation of the mineralogical zoning. First, a sol-gel synthesis is worked out to produce amorphous and porous magnesium and calcium rich silicates as analogs of interstellar dust. Second, their crystallization behavior is studied by x-ray diffraction and by transmission electron microscopy. Main results are an enhanced nucleation and a sequenced crystallization with systematic Mg- or Ca- enriched crystalline phases formed at first. Using a material science frame, the results are discussed in the context of the mineralogical zoning in disks and the occurrence of crystalline silicates in extraterrestrial objects such as interplanetary dust particles, comets and meteorites.

L'observation de rotateurs lents dans les régions de formation d'étoiles reste une énigme car il faut une évacuation efficace du moment cinétique due à l'accrétion sur ces étoiles, qui sont de plus en contraction. L'interaction de leur champ magnétique avec un disque est alors une solution possible à ce problème. Après avoir fait le bilan des contraintes observationnelles et théoriques, on la modélise avec un champ magnétique dipolaire et un disque incluant les effets dissipatifs. On effectue alors des simulations numériques avec le code VAC.<br />Le premier objectif de cette thèse est de ré-examiner les conditions nécessaires pour détourner l'écoulement du disque dans une colonne d'accrétion. Un nouveau critère analytique et prédictif est obtenu pour trouver la position de troncation du disque par la magnétosphère et on montre l'importance du gradient de pression thermique dans le disque. La physique des colonnes d'accrétion est expliquée en détail. On confirme les résultats numériques de Romanova et al. (2002, ApJ, 578) pour un champ magnétique faible (140G) et de faible taux d'accrétion (10^{-9} Msol par an). On ne trouve pas de vent de disque ou de vent X, et l'étoile est accélérée par l'interaction avec son disque dans le cas où on a un rotateur lent. <br />Le deuxième but est de tester la robustesse de l'accrétion magnétosphérique en variant le champ magnétique et la vitesse de rotation de l'étoile ainsi que l'importance des effets dissipatifs. Les colonnes d'accrétion sont toujours présentes avec des oscillations en présence de viscosité. Le taux d'accrétion sur l'étoile diminue quand son champ magnétique ou sa vitesse de rotation augmente, ce qui réduit l'apport de moment cinétique à sa surface. Pourtant, on ne trouve pas un état où la rotation de l'étoile est fixée à une faible valeur par la présence du disque. Un vent stellaire est une autre façon de la freiner comme on le voit dans nos simulations.

Les chaînes d'avant pays et les prismes d'accrétion sont des accumulations sédimentaires décollées de la croûte sous-jacente, dans un contexte compressif. En raison de basses températures, la déformation y est frictionnelle et sismogène. Dans la première partie on étudie des échantillons de grès prélevés à proximité de la faille active de Chelungpu, front de déformation du prisme d'accrétion de Taiwan. On montre que l'orientation préférentielle des micro-fractures intra-granulaires existantes ne coïncide pas toujours avec l'orientation des nouvelles micro-fractures produites lors d'essais mécaniques, contredisant des résultats de travaux similaires.La deuxième partie présente l'étude d'une modélisation numérique utilisant l'analyse limite séquentielle d'un prisme frictionnel homogène. On développe cette approche 2D comme une généralisation semi-analytique de la théorie du prisme critique pour suivre la déformation, en intégrant accrétion frontale, adoucissement frictionnel et érosion. Une étude paramétrique systématique révèle le comportement chaotique de la déformation, très sensible aux détails topographiques, mais aussi une organisation statistiquement prévisible des longueurs d'activation du décollement. On distingue par ailleurs une organisation temporelle complexe contrôlée par l'adoucissement frictionnel et les quantités accrétées : par exemple une périodicité d'activation des grandes failles hors-séquence. L'introduction d'une loi d'érosion simple produit un florilège de géométries proches de structures géologiques courantes --- vergence et épaisseur des écailles, duplexes, éventails imbriqués, exhumation. Enfin, une application de la méthode à des expériences de déformation de sables montre la possibilité d'estimer les paramètres de friction in-situ, via des mesures de force.

En 2004 et 2007, neuf structures d'échappements de fluides (SEF), constituées de volcans de boue (VdB), d'évents de gaz (GS, gas seeps en anglais) et/ou de sources, ont été échantillonnées dans la partie émergée du Bassin de la Côte Est (BCE) de l'île nord de la Nouvelle-Zélande.L'étude granulométrique indique que la boue émise par les VdB, les roches encaissantes et les niveaux de décollement voisins sont composés d'argiles et de silts en majorité. L'étude de la fraction argileuse et de la roche totale par diffraction des rayons X (DRX) a révélé de nombreuses similitudes. Les volcans de boue, les roches encaissantes et les niveaux de décollement présentent ainsi le même assemblage minéralogique, à savoir smectite, illite, chlorite, kaolinite, quartz et feldspaths. Les proportions sont variables d'un échantillon à un autre mais le couple smectite-illite est toujours majoritaire.L'étude géochimique de la fraction solide indique que les échantillons sont riches en Si02, pauvres en Fe2O3, MgO, MnO et en alcalins, à quelques exceptions près. La composition en éléments majeurs s'organise entre un pôle argileux alcalin et un pôle carbonaté. Les spectres de terres rares sont similaires et caractéristiques des argiles ; Ils présentent également un faible degré de fractionnement, lié à la formation des carbonates. Ce sont donc les mêmes minéraux qui contrôlent la chimie des échantillons.L'étude géochimique de la phase liquide montre que l'eau impliquée dans les volcans de boue est d'origine marine essentiellement, et des réactions eau/roche similaires, notamment l'altération de smectite en illite. Cette étude a permis aussi d'obtenir une estimation de la température d'équilibre, comprise entre 60 et 110°C, impliquant une profondeur d'origine de 2 à 3 km, voire plus.L'étude géophysique indique qu'à l'aplomb des VdB et des deux sources chaudes étudiés, la croûte continentale a sensiblement la même épaisseur et que la profondeur de la croûte océanique en subduction avoisine les 20 km. A cette profondeur, la fusion de la péridotite n'est pas possible et la fusion résultante de la croûte continentale, responsable du volcanisme d'arc, non plus. Le gradient géothermique mesuré à TePuia est donc influencé par un autre phénomène, mais la modélisation de la lithosphère ne nous a pas permis de trouver lequel.Ces différentes études mettent en évidence des caractéristiques géochimiques, pétrographiques et minéralogiques communes aux volcans de boue de Nouvelle-Zélande. Les fluides impliqués dans ces structures proviendraient donc d'un même niveau source, recouvert du même assemblage sédimentaire. L'étude géophysique ne nous apporte aucune information à ce sujet mais permet cependant d'établir avec certitude que le régime thermique est le même du Nord de Hawke's Bay au Sud du BCE ; la région de TePuia est un cas particulier, peut-être influencée par le complexe volcanique de Matakaoa.

Le champ magnétique vertical joue un rôle prépondérant dans la dynamique des disques d'accrétion. L'émission de jet par un disque ainsi que la turbulence qu'on suppose y exister sont tous deux fortement contraints par l'intensité de ce champ vertical. Ce champ évolue lui même suivant les mécanismes d'advection par la matière et de diffusion par la turbulence. Depuis plus de vingt ans, la question de l'évolution d'un tel champ dans un disque fait l'objet de nombreuses études, mais une modélisation globale de disque prenant en compte tous ces ingrédients n'avait encore jamais été réalisée. Je propose ici un modèle, considérant le transport d'un champ magnétique vertical par le disque, mais également la rétroaction de ce champ sur la dynamique du disque. Une résolution analytique de configurations homogènes est réalisée. Elle confirme les résultats des études précédentes, à savoir qu'en l'état actuel des connaissances des processus de transport, un disque turbulent ne peut advecter significativement le champ vertical pour permettre l'émission d'un jet. Elle met cependant en avant une configuration nouvelle de disque, mixte, dans laquelle les conditions d'éjection sont réunies non pas à l'intérieur du disque mais dans ses régions externes. La stabilité des configurations homogènes calculée a été réalisée, et de nouvelles instabilités sont mises en avant. L'effectivité de ces instabilités dépend des dépendances fonctionnelles employées pour quantifier la dynamique du disque. Une caractérisation, via des simulation locales, des ces dépendances fonctionnelles, permettrait de savoir si ces instabilités peuvent être effectives dans un disque d'accrétion. Enfin, les outils numériques développé permettent d'étudier les configurations envisagées. Les configurations homogènes stationnaires sont récupérées, et une étude dynamique de la configuration mixte permet de caractériser les conditions d'advection de la limite disque éjectant/disque standard. / The vertical magnetic field plays a fundamental role in the dynamics of accretion discs. The jet launching, so as the turbulence that is supposed to exist in these discs are strongly constrained by the intensity of this field. This field evolves following the mechanisms of advection by the mater and diffusion by turbulence. The question of the evolution of such a field has been studied since more than 20 years, but a global modelisation, involving all these méchanisms wasn't done yet. I propose a model, taking into account the transport of a vertical magnetic field by the disc, and also the feedback of this field on the dynamics of the disc. Analytical solutions for standard configurations a calculated. It confirms previous studies in the sense that considering the state of the art, a turbulent disc can not advect a vertical field in order to allow a jet launching. However, a new configuration is rised, in wich the ejection conditions are realised in the outer radius of the disc. The stability of the standard configurations is calculated, and new instabilities are rised. The effectivity of such instabilities depends on the functionnal dependancies used to quantify the disc dynamics. A determination of such dependancies, via local simulations, would clarify if such instabilities could be effective in accretion discs. At last, the numerical tools developped allows to study the configurations. Standard one are found, and a dynamical study of the new configuration is done to determine the advection conditions for the limit ejecting disc/ standard disc.

Les chaînes d'avant pays et les prismes d'accrétion sont des accumulations sédimentaires décollées de la croûte sous-jacente, dans un contexte compressif. En raison de basses températures, la déformation y est frictionnelle et sismogène. Dans la première partie on étudie des échantillons de grès prélevés à proximité de la faille active de Chelungpu, front de déformation du prisme d'accrétion de Taiwan. On montre que l'orientation préférentielle des micro-fractures intra-granulaires existantes ne coïncide pas toujours avec l'orientation des nouvelles micro-fractures produites lors d'essais mécaniques, contredisant des résultats de travaux similaires.La deuxième partie présente l'étude d'une modélisation numérique utilisant l'analyse limite séquentielle d'un prisme frictionnel homogène. On développe cette approche 2D comme une généralisation semi-analytique de la théorie du prisme critique pour suivre la déformation, en intégrant accrétion frontale, adoucissement frictionnel et érosion. Une étude paramétrique systématique révèle le comportement chaotique de la déformation, très sensible aux détails topographiques, mais aussi une organisation statistiquement prévisible des longueurs d'activation du décollement. On distingue par ailleurs une organisation temporelle complexe contrôlée par l'adoucissement frictionnel et les quantités accrétées : par exemple une périodicité d'activation des grandes failles hors-séquence. L'introduction d'une loi d'érosion simple produit un florilège de géométries proches de structures géologiques courantes --- vergence et épaisseur des écailles, duplexes, éventails imbriqués, exhumation. Enfin, une application de la méthode à des expériences de déformation de sables montre la possibilité d'estimer les paramètres de friction in-situ, via des mesures de force. / Chains foreland and accretionary prisms are sedimentary accumulations detached from the underlying crust in a compressive context. Due to low temperatures, deformation is frictional and seismogenic.In the first part we studied sandstone samples collected near the active fault of Chelungpu, deformation front of the Taiwanese accretionary prism. We show that the current preferred orientation of intra-granular microfractures does not always coincide with the orientation of new micro-fractures produced during mechanical testing, contradicting the results of similar work.The second part presents the analysis of numerical modeling using sequential limit analysis of frictional homogeneous prism. We develop this 2D approach as a semi-analytic generalization of the critical prism theory to monitor deformation, including frontal accretion, frictional softening and erosion. A systematic parametric study reveals the chaotic behavior of the deformation --- very sensitive to topographic details --- but also a statistically predictable organization of activation lengths of the décollement. We distinguish also a complex temporal organization controlled by frictional softening and accreted amounts : for example periodicity of activation of large out of sequence faults. The introduction of a simple erosion law produced a plethora of common geological structures --- vergence and thickness of thrusts, duplexes, imbricate fans, exhumation. Finally, an application of the method to sand deformation experiments shows the possibility of estimating in-situ frictional parameters, through force measurements.

En 2004 et 2007, neuf structures d'échappements de fluides (SEF), constituées de volcans de boue (VdB), d'évents de gaz (GS, gas seeps en anglais) et/ou de sources, ont été échantillonnées dans la partie émergée du Bassin de la Côte Est (BCE) de l'île nord de la Nouvelle-Zélande.L'étude granulométrique indique que la boue émise par les VdB, les roches encaissantes et les niveaux de décollement voisins sont composés d'argiles et de silts en majorité. L'étude de la fraction argileuse et de la roche totale par diffraction des rayons X (DRX) a révélé de nombreuses similitudes. Les volcans de boue, les roches encaissantes et les niveaux de décollement présentent ainsi le même assemblage minéralogique, à savoir smectite, illite, chlorite, kaolinite, quartz et feldspaths. Les proportions sont variables d'un échantillon à un autre mais le couple smectite-illite est toujours majoritaire.L'étude géochimique de la fraction solide indique que les échantillons sont riches en Si02, pauvres en Fe2O3, MgO, MnO et en alcalins, à quelques exceptions près. La composition en éléments majeurs s'organise entre un pôle argileux alcalin et un pôle carbonaté. Les spectres de terres rares sont similaires et caractéristiques des argiles ; Ils présentent également un faible degré de fractionnement, lié à la formation des carbonates. Ce sont donc les mêmes minéraux qui contrôlent la chimie des échantillons.L'étude géochimique de la phase liquide montre que l'eau impliquée dans les volcans de boue est d'origine marine essentiellement, et des réactions eau/roche similaires, notamment l'altération de smectite en illite. Cette étude a permis aussi d'obtenir une estimation de la température d'équilibre, comprise entre 60 et 110°C, impliquant une profondeur d'origine de 2 à 3 km, voire plus.L'étude géophysique indique qu'à l'aplomb des VdB et des deux sources chaudes étudiés, la croûte continentale a sensiblement la même épaisseur et que la profondeur de la croûte océanique en subduction avoisine les 20 km. A cette profondeur, la fusion de la péridotite n'est pas possible et la fusion résultante de la croûte continentale, responsable du volcanisme d'arc, non plus. Le gradient géothermique mesuré à TePuia est donc influencé par un autre phénomène, mais la modélisation de la lithosphère ne nous a pas permis de trouver lequel.Ces différentes études mettent en évidence des caractéristiques géochimiques, pétrographiques et minéralogiques communes aux volcans de boue de Nouvelle-Zélande. Les fluides impliqués dans ces structures proviendraient donc d'un même niveau source, recouvert du même assemblage sédimentaire. L'étude géophysique ne nous apporte aucune information à ce sujet mais permet cependant d'établir avec certitude que le régime thermique est le même du Nord de Hawke's Bay au Sud du BCE ; la région de TePuia est un cas particulier, peut-être influencée par le complexe volcanique de Matakaoa. / In 2004 and 2007, nine areas of fluids escapes structures (FES) with mud volcanoes (MVs), gas seeps (GSs) and springs, were sampled in the East Coast Basin (ECB) emerged part of New Zealand's north island.The grain size study indicates that the mud emitted by MVs, like surrounding rocks and decollement layers in the vicinity, is mainly composed of clays and silts. Clay fraction and whole rock XRD study revealed many similarities. Mud volcanoes, surrounding rocks and decollement layers have exactly the same mineral assemblage, i.e. smectite/illite, chlorite, kaolinite, quartz and feldspars. The proportions vary from one sample to another but the couple smectite/illite is always majority.The geochemical study of the solid fraction indicates that the samples are rich in Si02, low in Fe2O3, MgO, MnO and alkaline, with a few exceptions. The major element composition is organized between a pole and a pole clay alkaline carbonate. The REE patterns are similar and characteristics of clays They also have a low degree of fractionation, due to the formation of carbonates. So these are the same minerals that control the chemistry of samples.The liquid phase geochemical study shows that water involved in the MVs is mainly of marine origin, that water/rock reactions are similar, including weathering of illite in smectite, allowed us to obtain an estimate of the water equilibrium temperature between 60 and 110°C, implying an origin depth of 2-3 km.The geophysical study indicates that directly above the MVs and the two hot springs studied, the continental crust has substantially the same thickness and the depth of the subducting oceanic crust is around 20 km. At this depth, the melting of the peridotite is not possible and the resulting fusion of continental crust, responsible of arc volcanism, neither. The geothermal gradient measured at TePuia is influenced by another phenomenon, but the modeling of the lithosphere does not allow us to find which one.These studies show geochemical, petrographical and mineralogical characteristics common to mud volcanoes in New Zealand. Fluids involved in these structures therefore come from the same parent bed, covered with the same sedimentary package. The geophysical study gives us no information about it but nevertheless allows us to establish with certainty that the thermal regime is the same from Northern Hawke's Bay to the south of the ECB; TePuia region is a special case, perhaps influenced by the Matakaoa volcanic complex.

La dernière génération de satellites X, comme XMM-Newton ou Chandra, a beaucoup enrichi notre savoir sur les propriétés du rayonnement X des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG). La spectroscopie détaillée et les observations longues de plusieurs centaines de milliers de secondes ont ouvert de nouvelles perspectives sur les mécanismes de la production du rayonnement X, de sa modification par la matière située sur son chemin, et sur sa variabilité.<br /><br />Dans ma thèse, je présente des modèles de transfert de rayonnement thermique pour les NAG dans les domaines spectraux de l'extrême UV et des X. Les modèles prennent en considération plusieurs aspects des propriétés X observées: la composante du 'reprocessing', la variabilité et les flares X, ainsi que les effets du 'warm absorber'. Concernant le reprocessing, je modélise en détail des flares X en supposant des reconnexions magnétiques au-dessus du disque d'accrétion. Ces événements sont supposés être similaires aux flares solaires. Ils produisent des sources lumineuses et compactes émettant du rayonnement X dur et créant des taches chaudes sur le disque sous-jacent. J'évalue les propriétés physiques du milieu du disque à travers la tache et je calcule des spectres pour le rayonnement ré-émis en fonction de la position dans la tache et de la ligne de visée locale. Je fais varier la masse du trou noir, son taux d'accrétion, et son paramètre de rotation en évaluant des taches à plusieurs distances du trou noir et pour des phases orbitales différentes. Je calcule aussi des spectres vus par un observateur lointain en appliquant un traitement complet de relativité qui est basé sur une technique du tracés de rayons. Je fournis des simulations de l'évolution spectrale à laquelle on s'attend pour des flares particuliers, en tenant compte des délais causés par la distance entre la source compacte et différents endroits de la tache chaude. Les modèles du flare sont effectués en supposant un disque d'accrétion sous-jacent qui est à l'équilibre hydrostatique. La durée du flare est supposée être par un facteur significatif moins longue que l'échelle de temps dynamique du disque, afin que sa structure verticale reste constante pendant toute la période du flare.<br /><br />Des observations récentes de la galaxie Seyfert-1 MCG -6-30-15 avec XMM-Newton ont montré une courbe du lumière qui contient un flare lumineux et symétrique pendant environ 2000 secondes. Pour ce flare, Ponti et al. (2004) présentent une analyse temporelle à l'aide des fonctions d'auto-corrélation en dérivant des délais entre des bandes d'énergie différentes. Je suggère un modèle simple qui décrit ces délais en supposant que l'observateur détecte le rayonnement primaire et le reprocessing comme pulses consécutifs. Ce modèle reproduit les délais observés dans MCG -6-30-15 d'une manière qualitativement correcte, et il permet une estimation de la distance entre la source compacte du flare et la surface du disque.<br /><br />En utilisant les résultats de la modélisation d'un flare particulier, on effectue des simulations Monte-Carlo pour des distributions de flares répartis sur le disque. Le spectre de variabilité rms calculé est construit sur la base des ces simulations pour différentes distributions radiales de la luminosité du disque et pour différents paramètres de rotation du trou noir. En appliquant notre modèle au spectre rms observé, nous apportons à ces paramètres des contraintes pour le cas de MCG -6-30-15.<br /><br />Enfin, nous étudions la modification du rayonnement X dans des régions plus lointaines de l'objet central grâce à une modélisation du warm absorber. Une grille de modèles est calculée pour un warm absorber en équilibre de pression totale, comme l'a suggéré récemment l'observation de la galaxie Seyfert-1 NGC 3783. Nous montrons les tendances générales de la stratification du milieu et du spectre absorbé qui en résulte en faisant varier la pente du spectre incident, le paramètre d'ionisation, et la densité de colonne du warm absorber.<br />_______________<br />Référence: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451

Les chaînes d'accrétion se développent au niveau des zones de subduction océanique et contribuent à la croissance de la croûte continentale. En Asie Centrale, le collage tectonique des Altaïdes comprend de nombreuses chaînes d'accrétion à l'origine de la formation de la croûte continentale asiatique au Paléozoïque. Basé sur l'approche combinée de données géochimiques, géochronologiques, paléomagnétiques et structurales, ce travail permet de caractériser l'architecture d'une chaîne d'accrétion (Junggar Occidental, nord-ouest Chine) et de déchiffrer les étapes de la croissance de la croûte continentale en Asie Centrale. L'étude des zircons détritiques indique une évolution géodynamique polycyclique du Junggar occidental. Le recyclage continu de la croûte juvénile accompagne le transfert épisodique de magmas mantelliques dans la croûte. Ces résultats suggèrent un contrôle de la croissance crustale par la géodynamique régionale. Le cycle paléozoïque inférieur correspond à la fermeture de deux domaines océaniques bordant des arcs intra-océaniques. La tectonique de nappes, la sédimentation syn-tectonique et le magmatisme alcalin intra-plaque caractérisent les collisions successives d'arc et de microcontinent à l'origine de l'arrêt de la subduction au Dévonien inférieur. La subduction des océans Ob-Zaisan au nord et Junggar-Balkash au sud entraîne le développement, de deux marges continentales actives au Dévonien moyen. L'accrétion de matériaux océaniques et terrigènes contribue à l'expansion des complexes d'accrétion. La formation de la virgation kazakh au Paléozoïque supérieur conduit à la subduction oblique de l'Océan Junggar-Balkash. Une déformation transpressive, marquée par des plis à axes verticaux affecte alors le complexe d'accrétion du Junggar Occidental. L'augmentation de la courbure de la virgation est à l'origine de décrochements qui accommodent le transport latéral des unités accrétées. Les rotations relatives entre les différents blocs se poursuivent au Mésozoïque suite à la réactivation intracontinentale de la chaîne.

Le problème du transport de moment cinétique dans les disques d'accrétion<br />astrophysiques fait l'objet d'un vif débat depuis maintenant une trentaine<br />d'années. On<br />propose ici une étude de ce transport en considérant plusieurs instabilités<br />pouvant conduire à de la turbulence développée dans les disques. La première<br />instabilité proposée est l'instabilité hydrodynamique sous critique de<br />cisaillement. Une étude numérique de cette instabilité nous permet de montrer<br />que, bien que non détectable dans les simulations, le transport obtenu sera<br />très probablement bien trop faible pour expliquer les observations actuelles.<br />Nous étudions ensuite l'instabilité strato-rotationnelle et nous montrons<br />par un développement analytique que les contraintes sur les conditions aux<br />limites empêchent la formation de cette instabilité dans un vrai disque. Enfin,<br />nous nous intéressons à l'instabilité magnéto-rotationnelle en présence d'effets<br />non idéaux (viscosité et résistivité magnétique). Nous montrons alors que ces<br />effets non idéaux, bien que faibles a priori, ont un fort impact sur<br />l'efficacité de la turbulence finalement engendrée. Ce dernier point montre le<br />rôle que peut avoir la microphysique dans le processus de saturation, et la<br />nécessité d'avoir une modélisation de ces effets afin d'obtenir un<br />modèle de transport cohérent dans les disques d'accrétion.