Le processus de formation d'étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d'abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l'action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l'énergie libérée par le travail de compression s'échappe sous forme de rayonnement, d'où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S'ensuit une phase d'accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire.

Ce travail se situe dans le cadre des recherches du laboratoire sur un procédé d'extraction et desextraction, qui implique trois phases liquides, deux phases aqueuses et une phase organique. La faisabilité d'un tel procédé passe par le choix de la phase organique et par l'étude des équilibres mis en jeu lors du processus d'extraction.Le principal objectif concerne : la récupération et la concentration de phénol contenu dans une solution aqueuse, en utilisant un pertracteur à disques tournants alternatifs en régime batch, semi-batch et continu. Par un mécanisme du transfert de matière entre les phases, le phénol passe de la phase aqueuse d'alimentation vers la phase organique puis de la phase organique vers la phase aqueuse réceptrice.La faisabilité de la méthode est testée en mode fermé. Nous étudions l'influence de certains paramètres : tels que la concentration du phénol, la variation de pH de la phase d'alimentation, la vitesse de rotation des disques et le volume de la phase organique, sur l'évolution du transfert du phénol entre les phases. Une solution aqueuse à pH 2, ayant une concentration en phénol égale à 50, 100 ou 300 mg.L-1, est mise en contact avec de l'huile de colza, qui est elle-même en contact avec une solution aqueuse à pH 13. Les résultats montrent qu'au bout de six heures de fonctionnement, 70% à 99% du phénol contenu initialement dans la solution aqueuse à pH 2, se trouve dans la phase aqueuse à pH 13.Afin de récupérer et de concentrer le phénol dans la phase réceptrice, nous avons réalisé des expériences dans le pertracteur fonctionnant en mode semi-ouvert et en mode ouvert.En système semi-ouvert, l'influence de trois paramètres est étudiée : la concentration initiale de phénol, la vitesse de rotation des disques et le débit de la phase d'alimentation. En système ouvert, seul l'influence du débit à la phase aqueuse est analysée. Enfin, grâce à la modélisation basée sur la théorie du double film, nous avons estimé l'ordre de grandeur des coefficients de transferts de matière partiels pour différentes vitesses de rotation en système fermé.

Au delà du système solaire et de ses planètes, nous avons maintenant un catalogue de quasiment 1000 exoplanètes qui illustrent la grande diversité des planètes et des systèmes qu'il est possible de former. Cette diversité est un défi que les modèles de formation planétaire tentent de relever. La migration de type 1 est un des mécanismes pour y parvenir. En fonction des propriétés du disque protoplanétaire, les planètes peuvent s'approcher ou s'éloigner de leur étoile. La grande variété des modèles de disques protoplanétaires permet d'obtenir une grande variété de systèmes planétaires, en accord avec la grande diversité que nous observons déjà pour l'échantillon limité qui nous est accessible. Grâce à des simulations numériques, j'ai pu montrer qu'au sein d'un même disque, il est possible de former des super-Terres ou des noyaux de planètes géantes selon l'histoire de migration d'une population d'embryons.

Pour cette thèse, nous avons été intéressé par les effets de la cavité magnétique et les effets de marées stellaires sur nos modèles de populations de synthèses planétaires. La cavité magnétique a été proposé comme un mécanisme important de la formation planétaire, en cela qu'elle peut stopper la migration radiale de la planète vers l'étoile (Lin et al. 1995). Dans ce travail on a modifié l'équation de diffusion pour l'évolution radiale de la densité de surface du disque de gas (1D), afin de tenir compte de l'effet du couple magnétique sur le disque (Armitage et al. 1999). D'autre part les effets de marées ont été inclus par un modèle analytique (Benitez-Llambay et al. 2011). Pour ce travail, on a utilisé le modèle de formation planétaire de Bern (Mordasini et al 2009a), auquel nous avons inclus ces deux effets. Enfin, nous avons comparé la distribution orbitale synthétique à la distribution orbitale observée par Kepler (Howard et al. 2012).Finalement, un dernier chapitre traite un sujet différent du reste de la thèse. Nous avons testé l'accrétion de pebbles (ou "pebble mechanism") dans le modèle de formation de Bern. Ce chapitre, est en fait un premier pas vers un modèle plus complet. Cependant, nous avons montré que l'implémentation numérique fonctionne bien. / In this thesis, we have been interested on the effects of the magnetic cavity and the stellar tides in synthetic planet population. The magnetic cavity is thought be important at the formation phase since it can truncates the gaseous disk and potentially stops the inward migration of planets (Lin et al. 1995). In this work we modified the standard radial viscous equation in order to take into account the effect of the magnetic torque on the gaseous disk (Armitage et al. 1999). Moreover, the stellar tides have been included in an analytical way as in (Bénitez-Llambay et al. 2011). For this work, we used the planetary model of Bern (Mordasini et al. 2012) at which we included both effects. The end of the thesis compare the synthetic orbital distribution with the orbital distribution observed by Kepler (Howard et al. 2012).Finally, a last chapter treats a topic different than the rest of the thesis. We tested the so called pebble mechanism (Ormel&Klahr2010) in the planetary formation model of Bern. So far, this chapter is a first step to a more complete model. However, we show that the numerical implementation is working well.

Les disques de gaz et de poussières entourant les étoiles jeunes sont d'une importance capitale pour notre compréhension de la formation planétaire. Les observations de ces disques permettent d'avoir un niveau de détails sans précédent sur ces derniers et apportent des contraintes toujours plus fortes sur leur structure et sur les modèles de formation planétaire. Les parties de ces disques les plus proches de l'étoile sont néanmois encore assez mal connues; en effet, pour pouvoir résoudre ces parties internes pour les étoiles jeunes les plus proches de la Terre, un télescope de 100 mètres de diamètre serait nécessaire, ce qui est technologiquement et financièrement impossible actuellement. L'interférométrie permet de contourner ce problème en combinant la lumière de paires de télescopes, permettant ainsi un plus grand pouvoir de résolution. Ma thèse à portée sur l'observation et l'étude des parties internes des disques circumstellaire d'étoiles de type T Tauri. Une étude statistique sur l'environnement de ces étoiles y est présentée, ainsi que leur modélisation par un modèle prenant en compte les mécanisme d'émission et de diffusion de la lumiere par la poussière. La modélisation de disque circumstellaires par un code de transfert radiatif et en combinant des données interférométriques, photométriques et spectroscopiques est aussi abordée. / Observing gas and dusty disks around young stars are of utmost importance for our knowledge about planetary formation. Observations of these disks bring unprecedented details about their structure and composition, and provide stronger and stronger constrains on planetary formation models. However, the inner parts of these disk are still barely known. indeed, a 100 m diameter telescope would be required in order to resolve these inner region, for the closest young stars; nowaday, the construction of such telescope is impossible technologically and financially. By combining the light of pairs of telescopes, the interferometry technique is able to reach the sufficient resolving power, and permits us to observe the inner parts of circumstellar disks. My thesis has been focused on the observation and study of the inner part of TTauri's circumstellar disks. I present in this manuscript a statistical study on the environment around these stars, along with its modeling by taking into account thermal emission and light scattering of the disk. Finally, I present a more complete modelling for some of these stars, done by constraining spectroscopic, interferometric and photometric datasets with a radiative transfer code.

Ce travail de thèse cherche à caractériser, à l'aide d’expériences de laboratoire, le mouvement d'un fluide stratifié à la fois tournant et cisaillé. Dans ce contexte on a considéré trois problèmes qui sont issus des observations géophysiques et astrophysiques où ces écoulements sont très communs. En premier nous avons observé expérimentalement et modélisé l'évolution en temps d'un anticyclone en milieu stratifié tournant, dans le but de comprendre la longévité des meddies, des vortex qui se forment à la sortie de la Méditerranée et peuvent perdurer pendant des années. Nos anticyclones modèles montrent une relaxation visqueuse anormale en raison de l’interaction entre stratification et cisaillement. Nos résultats expérimentaux ont été confirmés à l'aide d'un modèle géostrophique et de simulations numériques qui montrent aussi le rôle majeur joué par les circulations secondaires. Dans un deuxième temps nous avons considéré la stabilité linéaire de l'écoulement de Couette Plan, un des plus simple des écoulement plans cisaillés. On montre que cet écoulement devient instable lorsque l'on ajoute de la stratification verticale. Nous remarquons aussi que la structure spatiale de l'instabilité ressemble à celle de certains jets océaniques que l'on observe près de l'équateur. Enfin nous avons caractérisé une instabilité non linéaire dite des zombie vortex qui a été récemment découverte et pourrait jouer un rôle fondamental dans la déstabilisation des disques d'accrétion, une étape fondamentale de la formation des planétaire. Nous avons construit le diagramme de stabilité de la ZVI dans l'espace de trois fréquences caractéristiques et quantifié la dissipation visqueuse. / The present PhD work comes with the scope of characterizing, analysing and modelling some laboratory flows in the simultaneous presence of rotation, stratification and shear. To this aim we address three specific questions inspired by geophysics and astrophysics where these three ambient features are commonly relevant. First we characterize and model the time evolution of a compact anticyclone in a rotating and stratified laboratory flow. We aim to understand the longevity of analogous vortices known as meddies which populate the Atlantic ocean at the exit of the Mediterranean sea. We observe that viscous relaxation happens in an unusual way because of the balance between rotation and stratification. The results are confirmed by a quasi-geostrophic model and numerical simulations which show the crucial role played by secondary circulations. Secondly we consider the linear stability of one of the simplest parallel shear flow, namely the plane Couette Flow, and show that it becomes unstable when adding a vertical stratification. Interestingly the unstable pattern reminds of deep oceanic jets observed close to the equator. The signature of this instability is observed in an ad-hoc experimental flow and interpreted with the support of direct numerical simulations. Finally we characterize the behaviour of a recently disclosed finite amplitude instability, namely the zombie vortex instability or ZVI. This instability appears when rotation, stratification and shear are of the same order and may may destabilize proto-planetary disks. We construct a stability diagram for ZVI in the space of the three ambient frequencies and analyse the effect of viscous dissipation.

Le processus de formation d’étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d’abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l’action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l’énergie libérée par le travail de compression s’échappe sous forme de rayonnement, d’où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S’ensuit une phase d’accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire. / Stars formation occurs in several steps. First a large scale phase during which the molecular cloud undergo fragmentation due to its self-gravity and turbulence. In the gravitationally unstable fragments the medium is optically thin causing all the energy generated by the collapse to escape freely. This is called the isothermal compression phase. When the cloud becomes optically thick to its own radiation, an hydrostatic core forms: the first Larson core. Follow an adiabatic accretion phase ending up ultimately in the dissociation of dihydrogen molecules. Part of the energy from the gravitational collapse is absorbed by the chemical process allowing for another quasi isothermal collapse to start until depletion of dihydrogen molecules. When the adiabatic phase is restored, the second Larson core (proto-star) is formed.Coding the non-ideal magnetohydrodynamics (MHD) solver in the adaptive mesh refinement code RAMSES has been the focus for the first part of the thesis. The precise study of the last steps (first and second Larson core) of star formation is the second part of the thesis. This study highlighted the impact of non-ideal MHD on the magnetic field repartition and the efficiency of the angular momentum transport.

Le rôle des tourbillons anticycloniques dans l'évolution des disques protoplanétaires et, en particulier, dans les mécanismes de formation des planétésimaux, est au coeur des défis actuels de l'astrophysique moderne. C'est pourquoi une étude approfondie de leur structure et de leur dynamique est primordiale.Grâce à un outil numérique spécifiquement développé pour l'étude des disques, nous avons revisité l'Instabilité en Ondes de Rossby dans le régime non linéaire, et découvert l'existence d'une cascade des modes de perturbation qui permet de mieux comprendre la formation des tourbillons par cette instabilité.Leur structure à été décrite par un modèle gaussien innovant, remarquablement en accord avec les résultats numériques. Grâce à un échantillon de près de 300 tourbillons, nous avons borné le domaine des dimensions radiales, azimutales et de la vorticité. Deux familles de tourbillons possibles ont été distinguées : (i) les tourbillons incompressibles, stables et quasi-stationnaires; (ii) les tourbillons compressibles, très mobiles et associés à l'émission d'ondes de densité. Leur persistance sur plus de 1000 rotations confirme l'observabilité de tous ces tourbillons. Enfin, nous avons caractérisé leur migration vers l'étoile en fonction de leur géométrie, du gradient de pression et de l'échelle de hauteur du disque. Pour la première fois, une expression analytique permet d'estimer le taux de migration en fonction de ces paramètres; l'échelle de temps pour tomber sur étoile peut aller de 10^6 à 100 rotations. Suivant un modèle de viscosité alpha, la perte de moment cinétique pourrait être suffisante pour maintenir un taux d'accrétion significatif dans la zone morte. / The role of anticyclonic vortices in the protoplanetary disk evolution and in how do planetesimals form are among the most important chalenges of the modern astrophysics. That is why an exhaustive study of the structure and the evolution of these vortices is necessary.Thanks to a numerical code specificly designed for the study of these disks, we have revisited the Rossby Wave Instability in the nonlinear regime, and have discovered that a cascade of the perturbation modes can explain the formation of the vortices created by this instability.We have described the structure of these Rossby vortices with a new gaussian vortex model, which accurately fits the numerical results. A sample of 300 different vortices led us to define the bondaries of the radial and azimuthal extent as well as the vorticity of the vortices. We have distinguished two main families : (i) the incompressible family, which is stable and quasi stationnary ; (ii) the compressible family, moving and exciting density waves. We found them surviving more than 1000 orbits, a clear confirmation of their observability.Finaly, we have caracterized the inward migration of the vortices as a fonction of their shape, their vorticity, but also of the pressure gradient and the scale height of the disk. For the first time, we exhibit a equation relating the migration rate to these parameters. The time scale of the migration ranges from 10^6 to just 100 rotations of the disk. Extremely steep pressure gradients are needed to reverse the migration to an outward regime. Following the alpha viscosity approch, the loss of kinetic momentum due to this migration would be sufficient to sustain the accretion in the dead zone.

La numérisation 3D permet de générer des représentations numériques très réalistes et fidèles géométriquement aux surfaces réelles. Cependant, cette fidélité géométrique, obtenue à l'aide d'un sur-échantillonnage de surfaces, augmente considérablement le volume de données générées. Les maillages ainsi produits sont donc très denses, et peu adaptés aux différents supports de visualisation, de transfert, de stockage, etc. La représentation semi-régulière des surfaces permet de diminuer le volume nécessaire à la représentation de ces maillages denses, et possède des qualités bien connues en matière de représentations multi-échelles et de compression. Cette thèse a pour objectif d'optimiser la chaîne de numérisation 3D classique en améliorant l'échantillonnage des surfaces tout en conservant la fidélité géométrique, et en court-circuitant les étapes fastidieuses qui conduisent à une représentation semi-régulière. Pour cela, nous avons intégré dans un système stéréoscopique, l'échantillonnage en disques de Poisson qui, grâce à ses propriétés de bruit bleu, réalise un bon compromis entre sous- et sur-échantillonnage. Ensuite, nous avons généré un mailleur semi-régulier, qui travaille directement sur les images stéréoscopiques, et non sur une version remaillée des nuages de points habituellement générés par ces systèmes. Les résultats expérimentaux montrent que ces deux contributions génèrent de façon efficace des représentations semi-régulières, qui sont géométriquement fidèles aux surfaces réelles, tout en réduisant le volume de données générées. / Nowadays, 3D digitization systems generate numeric representations that are both realistic and of high geometric accuracy with respect to real surfaces. However, this geometric accuracy, obtained by oversampling surfaces, increases significantly the generated amount of data. Consequently, the resulting meshes are very dense, and not suitable to be visualized, transmitted or even stored efficiently. Nevertheless, the semi-regular representation due to its scalable and compact representation, overcomes this problem. This thesis aims at optimizing the classic 3D digitization chain, by first improving the sampling of surfaces while preserving geometric features, and secondly shortening the number of required treatments to obtain such semi-regular meshes. To achieve this goal, we integrated in a stereoscopic system the Poisson-disk sampling that realizes a good tradeoff between undersampling and oversampling, thanks to its blue noise properties. Then, we produced a semi-regular meshing technique that directly works on the stereoscopic images, and not on a meshed version of point clouds, which are usually generated by such 3D scanners. Experimental results prove that our contributions efficiently generate semi-regular representations, which are accurate with respect to real surfaces, while reducing the generated amount of data.

La détection des exoplanètes et de l’environnement d’étoiles jeunes tel que les disques de débris fait face à deux difficultés majeures : d’une part, la faible distance angulaire entre le compagnon (ou le disque) et son étoile hôte, et d’autre part, le contraste élevé entre les deux composantes en terme de flux. L’interférométrie est une des techniques permettant de palier ces deux problématiques en apportant une détection à la fois à haute résolution angulaire et à haute dynamique. C’est tout particulièrement le cas dans la mise en oeuvre de l’interférométrie annulante, aussi appelée interférométrie en frange noire, lors de laquelle on vient éteindre le flux de l’étoile principale grâce aux propriétés de cohérence de la lumière.On recombine la lumière issue de deux télescopes ou plus de sorte à faire interférer destructivement les photons provenant de l’étoile principale et constructivement pour les photons venant du compagnon ou du disque environnant. Mon travail de thèse s’inscrit dans ce cadre, avec l’étude de données observationnelles de huit disques de débris réalisées au Very Large Telescope, grâce à la technique interférométrique de masquage de pupille. Lors de cette étude j’ai réalisé la réduction des données interférométriques et une analyse des termes de clôtures de phase. Puisque aucun compagnon n’a été détecté dans les données, j’en ai déduit les limites de détection en termes de luminosité et de masse estimée à l’aide d’isochrones issue de modèle d’évolution.Ma thèse à également consisté en une composante expérimentale, avec la conception et l’étalonnage de l’instrument FIRST-IR (Fibered Imager foR a Single Telescope InfraRed) en laboratoire, à l’Observatoire de Meudon. Cet instrument est un interféromètre qui associe la technique de réarrangement de pupille fibré et la recombinaison de la lumière paroptique intégrée. Le type d’optique intégrée étudié ici est un composant optique planaire sur lequel des guides d’ondes ont été gravés. l’optique intégrée est de type nuller et prend en entrée le flux de quatre sous-pupilles. Les guides sont agencés selon une certaine architecture permettant de réaliser dans un premier temps une fonction annulante sur trois bases puis une mesure des franges d’interférence sur les trois voies annulées. J’ai réalisé un étalonnage complet de cette optique intégrée ainsi que des mesures de clôture de phase.En conclusion, j’ai pu montrer la viabilité de l’instrument FIRST-IR avec ce nouveau concept d’optique intégrée de type nuller. En particulier j’ai démontré que la mesure de la clôture de phase reste stable pour une cible point source, quel que soit le taux d’annulation interférométrique appliqué. / The detection of exoplanets and young stars environment such as debris disks deals with two major difficulties: on one hand, the low angular distance between companion (or disk) and its host star, and on the other hand, the high contrast of flux between the two components. Interferometry is one of the techniques that solves these two issues. It is particularly the case in the application of nulling interferometry, in which we extinguish the flux from the main star thanks to coherence properties of the light.My thesis work takes part in this context, with the study of eight debris disks observationnal data made at the Very Large Telescope, using the Sparse Aperture Maskig interferometric technique. I achieved the data reduction and the analysis of closure phases. As no companion was found in the data, I derived detection limits in terms of luminosity and estimated mass.My thesis also consisted in an instrumental part, with the conception of the FIRST-IR (Fibered Imager foR a Single Telescope InfraRed) instrument in laboratory. This instrument is an interferometer which associates fibered pupil remapping technique and integrated optic based recombination of light.To conclude, I have shown the viability of FIRST-IR instrument using this new integrated optic based nuller architecture. Particularly, I demonstrated that closure phase remains stable for a source point target, regardless of the nulling level applied.