Comprendre la formation planétaire est un défi majeur de l'astronomie. Il est désormais établi que les systèmes planétaires naissent au sein de disques protoplanétaires, qui se forment concomitamment aux étoiles pré-séquence principale.<br /><br />Cette thèse présente le travail que j'ai mené afin de déterminer les conditions physico-chimiques qui prévalent dans ces objets. Je présente en particulier les observations en interférométrie millimétrique des disques entourant les étoiles jeunes DM Tau, LkCa 15, MWC 480, HD 34282 et AB Aur dans les raies de rotations des isotopes de CO, ainsi que de quelques molécules et radicaux (HCN, CN, etc.). Je présente également le modèle paramétrique que j'ai employé pour analyser ces données, notamment la partie du transfert radiatif hors équilibre thermodynamique local que j'ai développé au cours de ma thèse. Enfin je présente les résultats que j'ai obtenu de ces observations.

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Reproduction de : Thèse doctorat : Informatique : Reims : 2007. / Titre provenant de l'écran titre. Bibliogr. p. 267-278.

Les étoiles, durant les premiers millions d’années de leur existence, sont entourées d’un disque composé à 99% de gaz et à 1 % de poussière. La poussière est initialement sous forme de grains de taille sub-micrométrique mais évolue jusqu’à pouvoir former les planètes. Grâce à l’interféromètre du plateau de Bure, avec lequel nous avons observé aux longueurs d’onde millimétrique, l’évolution temporelle ainsi que la distribution radiale des grains de poussière a pu être mise en évidence sur de nombreux disques. Par ailleurs, l’important gain en résolution et sensibilité d’ALMA, un nouvel interféromètre très performant basé au Chili, a nécessité l’amélioration de notre code de transfert radiatif afin de déterminer si et comment il allait être possible d’observer la sédimentation de la poussière, étape préalable à la formation des planétésimaux. / The stars, during the first millions years of their existence, are surrounded by a protoplanetary disk composed of99 % of gas and of 1 % of dust. The dust is initially under the form of sub-micrometric grains but evolves to likelyform planets. Thanks to the Plateau de Bure interferometer, with whom we observed at the millimeter wavelengths, the temporal evolution as well the radial distribution of the dust grains has been bringing to light in several disks.In addition, the important gain in resolution and in sensibility of ALMA, a new interferometer based in Chili, has required the improvement of our transfert radiativ code in order to determine if and how it will be possible to observe the dust settling, preliminary step for the formation of planetesimals.

Les observations des étoiles de type T Tauri ont mis en évidence le très grand nombre de systèmes binaires parmi cette classe d'objets stellaires jeunes. Cette constatation, associée à celle de l'influence de la déformation des disques circumstellaires sur les distributions spectrales d'énergie des T Tauri, nous a conduit à étudier les effets de marée dans les sytèmes binaires d'étoiles jeunes. Dans un premier temps, nous avons donc calculé la perturbation engendrée par des effets de marée dans un disque circumstellaire, auto-gravitant ou d'accrétion. De façon à obtenir un développement analytique, nous avons dans cette étude supposé la perturbation faible. Pour évaluer l'incidence de cette déformation sur la distribution spectrale d'énergie, nous avons ensuite calculé l'énergie émise dans une direction donnée par le système constitué du disque déformé et de l'étoile située en son centre. Cette étude a quant à elle été menée dans le cas d'une déformation d'amplitude quelconque, et rien n'a été négligé du point de vue géométrique, c'est-à-dire qu'ont été prises en considération l'ombre portée par le disque sur l'étoile et celle portée par l'étoile sur le disque. Puis nous avons appliqué ces deux études aux systèmes binaires d'étoiles jeunes de type T Tauri. Nous avons ainsi montré que dans le cas de faibles perturbations, c'est-àdire de systèmes binaires dans lesquels la séparation entre les deux composantes est supérieure ou de l'ordre de la centaine d'unités astronomiques, les effets de marée dans le disque circumstellaire ont une incidence tout à fait significative sur le domaine submillimétrique de la distribution spectrale d'énergie. Pour évaluer l'influence de ces effets dans les systèmes binaires plus serrés, nous avons ensuite décrit la déformation de manière paramétrique. Les distributions spectrales d'énergie obtenues alors nous conduisent à proposer une nouvelle interprétation des observations d'objets stellaires jeunes de classe I, et nous permettent également de reproduire des distributions spectrales d'énergie d'étoiles de type T Tauri ayant un fort excès dans l'infra-rouge. Enfin, nous abordons de façon préliminaire le problème de l'influence de la déformation sur le taux d'accrétion dans le disque.

La capacité des systèmes de stockage de données ne cesse de croître pour atteindre actuellement l’échelle de l’exaoctet, ce qui a un réel impact sur la robustesse des systèmes de stockage. En effet, plus le nombre de disques contenus dans un système est grand, plus il est probable d’y avoir une défaillance. De même, le temps de la reconstruction d’un disque est proportionnel à sa capacité. La simulation permet le test de nouveaux mécanismes dans des conditions quasi réelles et de prédire leur comportements. Open and Generic data Storage system Simulation tool (OGSSim), l’outil que nous proposons, supporte l’hétérogénéité et la taille importante des systèmes actuels. Sa décomposition modulaire permet d’entreprendre chaque technologie de stockage, schéma de placement ou modèle de calcul comme des briques pouvant être combinées entre elles pour paramétrer au mieux la simulation. La robustesse étant un paramètre critique dans ces systèmes, nous utilisons le declustered RAID pour assurer la distribution de la reconstruction des données d’un disque en cas de défaillance. Nous proposons l’algorithme Symmetric Difference of Source Sets (SD2S) qui utilise le décalage des blocs de données pour la création du schéma de placement. Le pas du décalage est issu du calcul de la proximité des ensembles de provenance logique des blocs d’un disque physique. Pour évaluer l’efficacité de SD2S, nous l’avons comparé à la méthode Crush, exemptée des réplicas. Il en résulte que la création du schéma de placement, aussi bien en mode normal qu’en mode défaillant, est plus rapide avec SD2S, et que le coût en espace mémoire est également réduit (nul en mode normal). En cas de double défaillance, SD2S assure la sauvegarde d’une partie, voire de la totalité, des données / Capacity of data storage systems does not cease to increase to currently reach the exabyte scale. This observation gets a real impact on storage system robustness. In fact, the more the number of disks in a system is, the greater the probability of a failure happening is. Also, the time used for a disk reconstruction is proportional to its size. Simulation is an appropriate technique to test new mechanisms in almost real conditions and predict their behavior. We propose a new software we callOpen and Generic data Storage system Simulation tool (OGSSim). It handles the heterogeneity andthe large size of these modern systems. Its modularity permits the undertaking of each storage technology, placement scheme or computation model as bricks which can be added and combined to optimally configure the simulation.Robustness is a critical issue for these systems. We use the declustered RAID to distribute the data reconstruction in case of a failure. We propose the Symmetric Difference of Source Sets (SD2S) algorithmwhich uses data block shifhting to achieve the placement scheme. The shifting offset comes from the computation of the distance between logical source sets of physical disk blocks. To evaluate the SD2S efficiency, we compared it to Crush method without replicas. It results in a faster placement scheme creation in normal and failure modes with SD2S and in a significant reduced memory space cost (null without failure). Furthermore, SD2S ensures the partial, if not total, reconstruction of data in case of multiple failures.

Les planètes se forment très probablement dans les disques de gaz et de poussière détectés autour des étoiles jeunes en cours de formation. L'étude de ces disques circumstellaires est donc indispensable pour comprendre la formation des planètes et l'origine de notre système solaire. Au vu des distances des régions de formation stellaires les plus proches, observer la partie des disques situées entre 0.1 et 10 UA correspond à des échelles spatiales de l'ordre de la milli-arcseconde. L'interférométrie infrarouge est un outil adapté pour atteindre de telles échelles spatiales et, par conséquent, pour étudier l'environnement proche des étoiles jeunes. Cependant, un interféromètre ne produit pas une image directe de l'objet observé. Les données obtenues jusqu'à présent sont peu nombreuses et utilisées uniquement pour contraindre des modèles théoriques. Avec l'arrivée de nouveaux instruments, les données interférométriques peuvent être utilisées pour reconstruire des images indépendamment de modèles paramétriques, comme il est habituellement fait dans le domaine radio. Le présent travail vise à appliquer la méthode de reconstruction d'images à des données interférométriques en infrarouge proche d'objets jeunes. Dans un premier temps, une étude systématique de la méthode de reconstruction d'images est réalisée sur l'algorithme MiRA et des règles pratiques pour les utilisateurs en sont extraits. Il est également démontré qu'il vaut mieux augmenter la couverture du plan (u; v), et ce de manière la plus homogène possible, plutôt que de diminuer les barres d'erreur sur les données. Dans un deuxième temps, la méthode est appliquée à une Herbig Ae, MWC275, donnant lieu à la première image de l'environnement proche d'une étoile jeune complexe. Suite à la pauvreté de la couverture (u; v), une image évidente à interpréter n'est pas réalisable malgré l'utilisation de paramètres adéquats. Une méthodologie impliquant l'utilisation d'un modèle de l'objet est donc indispensable afin de ne pas sur-interpréter les structures dans l'image reconstruite. Finalement, la technique est appliquée à d'autres objets jeunes. Ces nouvelles applications renforcent l'intérêt d'utiliser la reconstruction d'images comme technique d'analyse mais confirment également la prudence à avoir lors de l'analyse des images reconstruites.

L'objectif de cette thèse est d'étudier la formation de tourbillons dans la zone morte des disques protoplanétaires. Un code numérique 3D compressible a été mis au point et utilisé pour cette étude. Deux instabilités hydrodynamiques sont envisagées pour former les tourbillons: l'instabilité de Rossby et l'instabilité barocline.La première entraine la fragmentation d'une sur-densité annulaire en une chaîne de tourbillons qui se rattrapent les uns les autres et finissent par fusionner en un seul tourbillon qui reste stable sur de très longues durées lorsque son rapport d’aspect est suffisamment grand, et possède une structure quasi bidimensionnelle. En revanche, les tourbillons tridimensionnels de petits rapport d'aspect sont affectés par l’instabilité elliptique qui les détruits en quelques rotations. Seuls persistent ceux de grand rapport d'aspect.L'instabilité barocline, fondamentalement non linéaire, produit des tourbillons à partir de perturbations d'amplitude finies ; ces tourbillons sont ensuite amplifiés et fusionnent en tourbillons plus gros si le disque est stratifié de façon instable et s’il permet aussi le transfert de chaleur. Deux types de transfert thermique ont été envisagés pour étudier cette instabilité qui conduit alors à des différences significatives dans la structure des tourbillons formés. Le rapport d'aspect étant lié à la vorticité, l'amplification des tourbillons se traduit par une diminution de leur rapport d'aspect, et les rend donc sujet à l'instabilité elliptique. Cependant, ils ne sont pas détruit et gardent une structure tourbillonnaire grâce à l'amplification barocline. / The objective of this thesis is to study the formation of vortices in the dead-zone of protoplanetary disks. A 3D compressible numerical code has been performed and used for this study. Two hydrodynamical instabilities are considered for vortex formation: the Rossby wave instability and the baroclinic instability.The first one leads tp the fragmentation of an annular bump into a chain of vortices that catch one another and merge in a single vortex; this vortex remains stable on very long durations when its aspect ratio is large enough and has a quasi two-dimensional structure. In contrast, tridimensional small aspect ratios vortices are affected by the elliptical instability and are destroyed in a few rotation periods. Only vortices with large aspect ratios can survive.The baroclinic instability, a basically non-linear one, can produce vortices from small amplitude perturbations; these vortices are then amplified and merge in bigger vortices if the disk is unstably stratified and also permits heat transfer. Two types of heat transfer have been considered leading to significant differences in the structures of the resulting vortices. As aspect ratio and vorticity are strongly related, the baroclinic amplification reduces the aspect ratio and, so, make the vortex sensitive to the elliptical instability. However, such vortices are not destroyed and keep a vertical structure thanks to the baroclinic amplification.

La formation des planètes a lieu dans les disques protoplanétaires constitués de gaz et de poussières. Si ces dernières ne représentent que 1% de la masse totale du disque, elles jouent un rôle fondamental pour l’évolution chimique des disques en agissant comme catalyseurs pour la formation des molécules. Comprendre cette chimie est essentiel pour remonter aux conditions physiques initiales qui ont permis la naissance des planètes.Au cours de ma thèse, j’ai étudié la chimie à la surface des grains de poussières et son impact sur l’évolution chimique du nuage moléculaire, condition initale de la formation du disque, et du disque protoplanétaire. Grâce à des simulations numériques, à l’aide du code de chimie gaz-grain Nautilus, j’ai pu montrer l’importance des réactions de diffusion et des interactions gaz-grain pour les abondances des espèces en phase gazeuse. Les résultats du modèle couplés aux observations ont également mis en évidence les effets de la structure physique (température, densité, AV) sur la distribution des molécules dans les disques. / Planetary formation occurs in the protoplanetary disks of gas and dust. Although dust represents only 1% of the total disk mass, it plays a fundamental role in disk chemical evolution since it acts as a catalyst for the formation of molecules. Understanding this chemistry is therefore essential to determine the initial conditions from which planets form.During my thesis, I studied grain-surface chemistry and its impact on the chemical evolution of molecular cloud, initial condition for disk formation, and protoplanetary disk. Thanks to numerical simulations, using the gas-grain code Nautilus, I showed the importance of diffusion reactions and gas-grain interactions for the abundances of gas-phase species. Model results combined with observations also showed the effects of the physical structure (in temperature, density, AV) on the molecular distribution in disks.

Le but de cette thèse est d'atteindre l'état de mouvement fondamental sur des disques optomécaniques en arseniure de gallium. La mécanique quantique prévoit en effet que la quantité d'énergie d'un système physique (mécanique ou autre) ne peut jamais être réduite totalement à zéro. Il existe cependant un état de plus basse énergie, que l'on appelle l'état fondamental. L'effet physique utilisé pendant cette thèse pour extraire de l'énergie du système (et ainsi atteindre l'état fondamental) est le couplage opto-mécanique. Les micro-disques supportent des résonances optiques à symétrie axiale appelées modes de galerie ainsi que des résonances mécaniques appelées modes de respiration. Le couplage entre ces deux modes peut être intuitivement compris comme suit: lorsque le disque "respire" mécaniquement, la circonférence du disque ressentie par le mode optique change, ce qui induit un décalage de sa longueur d'onde de résonance. A l'inverse, le mode optique exerce une pression de radiation sur les parois du disque, qui peut amplifier ou atténuer le mouvement mécanique. Le refroidissement opto-mécanique est d'autant plus efficace que les résonances (optique comme mécanique) ont de faibles taux de dissipation. Une grande partie de ce travail de thèse à donc été dédiée à la réduction de ces pertes. Des efforts technologiques ont permis d'obtenir des structures lisses et régulières, pour éviter la diffusion (et donc la dissipation) de lumière par rugosités. Afin de réduire la dissipation mécanique, une structure novatrice incluant des boucliers mécaniques à été développée, et à permis de réduire la dissipation mécanique d'un facteur 100. L'état du système après refroidissement opto-mécanique dépend par ailleurs de sa température initiale. Il est donc avantageux de placer l'échantillon dans un cryostat. L'appareil utilisé au cours de cette thèse permet de refroidir l'échantillon jusqu'à une température de 2,6 K. Les expériences de photonique en environnement cryogénique imposant des contraintes en terme de stabilité, il a été nécessaire de d'opter pour une approche avec guide d'onde intégré. Le développement de guides d'ondes entièrement suspendus a permis d'apporter et de collecter la lumière depuis le disque de manière optimale. Toutes ces efforts ont permis de descendre à un taux d'occupation mécanique de 30 quanta. Cependant de nombreuses améliorations peuvent encore être implémentées, afin d'ancrer ces résonateurs fermement dans l'état fondamental, ce qui permettrait d'effectuer par exemple des expériences d'intrication quantique / The main goal of this PhD work has been to reach the quantum ground state on gallium arsenide optomechanical disks. Quantum mechanics predict that the amount of energy within a given system cannot be brought to zero. Nevertheless a state of minimal energy exists, called the ground state. The physical mechanism used to extract energy from the system (and thus reach the ground state) is the optomechanical coupling. The miniature disks support optical and mechanical resonances, respectively called whispering gallery modes and radial breathing modes. The coupling between these two modes can be intuited as follows: when the disk breathes mechanically, its perimeter increases. The optical mode evolves now in a wider cavity, and its resonance wavelength therefore changes. Conversely, the optical mode exerts radiation pressure on the disk boundaries, which can either amplify or damp the mechanical motion. Optomechanical cooling is more efficient if the dissipation rates of the optical and mechanical resonances are low. An important part of this PhD work has therefore been dedicated to the reduction of dissipation. Technological efforts have been made to fabricate smooth and regular structures, so as to limit optical scattering. A novel approach consisting of a mechanical shield has allowed to reduce mechanical damping by a factor of 100. The system state after optomechanical cooling depends on its initial temperature. It is therefore advantageous to place the system in cryogenic environment prior to starting the optomechanical cooling. The apparatus used throughout this PhD work can cool the optomechanical device down to 2.6 K. As optical experiments in cryogenic environment require a good mechanical stability, it is necessary to opt for fully integrated devices where the optomechanical resonator and the waveguide bringing the light to it are processed on the same chip. The development of fully suspended waveguides has moreover allowed to inject and collect light from the device more efficiently. All these improvements have allowed to reach a state of 30 excitation quanta in the mechanical resonator. However many ideas can still be tried to keep enhancing the devices, so as to anchor them more firmly in the ground state. This would open the way to more advanced experiments, such as entanglement of mechanical oscillators