Les nanoparticules d’or (AuNPs) intriguent tout particulièrement ces dernières années de par leurs propriétés fascinantes. Elles sont variables selon la forme et la taille des nanoparticules ce qui en fait des objets ouvrant des perspectives dans plusieurs domaines. L’or est d’autant plus intéressant qu’il a une grande flexibilité de ces bandes de résonance plasmon de surface, allant du visible au proche infrarouge (IR). Au cours de cette thèse, nous avons donc travaillé sur la synthèse d’AuNPs de tailles et de formes différentes pour pouvoir travailler à de nombreuses longueurs d’onde du visible à l’IR. Cette multitude de AuNPs nous a permis d’étudier l’effet de ces différentes résonances plasmons sur des chromophores afin d’essayer de comprendre les mécanismes de ces interactions. Le but final de ces travaux, outre l’amélioration de la compréhension de ces interactions, est la réalisation de matériaux monolithiques pour l’optique par une approche sol-gel permettant l’incorporation de molécules optiquement actives et de ces systèmes plasmoniques, qui donnent des propriétés intéressantes aux matériaux obtenus. Nous nous sommes intéressés plus précisément aux propriétés d’absorption non-linéaire, dans le but de réaliser des matériaux limiteurs optiques pour protéger des systèmes optiques contre des rayonnements intenses, comme les lasers. Ces systèmes ont commencé à être mis au point dans les thèses précédentes faites au laboratoire mais la compréhension amenée par ces travaux auront permis d’approfondir les interactions particules-chromophores et le rôle de la longueur d’onde de la résonance plasmon afin d’optimiser l’efficacité en limitation optique. / Gold nanoparticles (AuNPs) particularly intrigued over the last decades because of their fascinating properties. They vary according to the size and shape of nanoparticles making objects opening opportunities in many areas. Gold is especially interesting since it has a great flexibility of these resonance surface plasmon bands ranging from the visible to near infrared (IR).In this thesis, we worked on the synthesis of AuNPs of different sizes and shapes in order to be able to work in many wavelengths from visible to IR. This multitude of AuNPs enabled us to study the effect of these different plasmon resonances of chromophores in an effort to understand the mechanisms of these interactions. The ultimate goal of this work, in addition to improving the understanding of these interactions, is the realization of monolithic materials for optics by a sol-gel approach allowing the incorporation of optically active molecules and these plasmonic systems, which give interesting properties to the obtained materials. We focused specifically on nonlinear absorption properties, in order to produce optical limiting materials to protect optical systems against intense radiation, such as lasers.These systems began to be developed in previous PhD thesis made in our laboratory but the understanding brought by this work have helped deepen the particles-chromophore interactions and the role of the wavelength of the plasmon resonance in order to optimize efficiency in optical limiting.

Les binaires X de grande masse (HMXBs pour High-Mass X-ray Binaries en anglais), constituées d'un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) orbitant autour d'une étoile massive, ont un intérêt fondamental dans l'étude des processus d'accrétion/éjection autour d'un objet compact. Par ailleurs, des études observationnelles récentes prouvent qu'une majorité d'étoiles massives vivent en couple et connaissent des transferts de matière au cours de leur vie. De ce fait, comprendre l'évolution des HMXBs ainsi que leur interaction avec l'environnement proche permet de mieux cerner l'évolution des couples stellaires les plus massifs, possibles progéniteurs de sursauts gamma et émetteurs d'ondes gravitationnelles lors de leur coalescence. Plus largement, la connaissance de l'évolution des étoiles binaires massives en interaction est cruciale pour caractériser correctement les galaxies lointaines. Comment ces sources évoluent-elles ? Où sont-elles situées dans la Galaxie ? Quelles sont leurs propriétés principales ? Quelle est l'influence de leur environnement proche ? Quel est leur impact sur le milieu interstellaire? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en adoptant deux approches complémentaires : d'une part une étude statistique de la population Galactique de binaires X de grande masse et d'autre part une étude multi-longueurs d'onde de sources prises individuellement.

Durant ma thèse j'ai exploré les liens morphologiques et physiques entre les phases poussière et stellaire des galaxies spirales proches.J'ai travaillé sur 46 galaxies de l'échantillon KINGFISH à l'aide des données IRAC/MIPS/PACS/SPIRE (de 3.6 à 500 microns).Un biais usuel dans la mesure de l'orientation des galaxies spirales est dû à l'utilisation d'une seule isophote. Pour supprimer ce biais j'ai extrait de nombreuses isophotes des cartes galactiques, j'ai créé un critère pour quantifier la similitude des forme des isophotes. J'ai extrait des zones dans chaque carte où les formes des isophotes se ressemblent. Dans de nombreuses cartes les formes des isophotes sont cohérentes avec l'idée d'un disque sous-jacent et ce malgré des variations de formes des isophotes qui peuvent ponctuellement être notable. De là j'ai obtenu pour chaque galaxie une orientation du disque par carte. En comparant les formes obtenues pour chaque galaxie dans différentes cartes j'ai selectionné 20 galaxies sur 46 dans lesquelles l'accord en terme d'orientation du disque entre les différentes cartes était acceptable. Dans ces galaxies les zones associées au disque galactique ont une taille typique allant jusqu'à 1/3 du rayon galactique visible (R25) que ce soit pour la phase poussière aussi bien que pour la phase stellaire. Ces 20 galaxies sont moins lumineuses dans le visible, moins lumineuses dans l'IR, moins barrées, et de type plus tardifs que la moyenne. Pour ces 20 galaxies, les orientations obtenues par ma méthode sont plus proches des orientations obtenues à partir d'études cinématiques H-alpha que de celles obtenues par une autre étude photometrique utilisant une seule isophote (RC3).A partir des orientations obtenues par ma méthode et par l'étude cinématique H-alpha j'ai moyenné azimuthalement les brillances de surface pour obtenir des profiles radiaux de distribution spectrales d'énergie. Après avoir ajusté dessus un modèle d'émission de la poussière cosmique (Galliano 2011), j'ai trouvé que la densité surfacique d'énergie interceptée par la poussière était proportionnelle au produit de la masse totale de poussière sur la ligne de visée par le champ de radiation interstellaire moyen ressenti par la poussière sur la ligne de visée. Cette densité d'énergie interceptée par la poussière est mieux corrélé à la luminosité bolométrique stellaire totale que la densité surfacique en masse de poussière ou le champ de radiation ressenti par la poussière. Il est donc probable que les étoiles agées à tout le moins soit une importante source de chauffage pour la poussière cosmique. L'énergie interceptée par la poussière est aussi très bien corrélée avec l'énergie totale émise dans l'infrarouge. J'ai également trouvé que la poussière semble intercepter une plus large quantité d'énergie provenant des étoiles dans les galaxies plus actives à former des étoiles.Les profiles radiaux en masse de poussière sont moins bien décrits que les profils en masse stellaire par des profiles de Sersic. Par ailleurs pour les ajustements acceptables par des fonctions de Sersic, les distributions statistiques des indices de Sersic et des rayons de demi masse totale ont des largeurs statistiques plus grandes pour la poussière que pour les étoiles.J'ai également trouvé que le rapport densité surfacique maximum de poussière sur densité surfacique maximum d'étoile est un facteur important à considérer pour expliquer la variation avec le type morphologique du rapport densité surfacique d'énergie interceptée par la poussière sur densité surfacique d'énergie émise par les étoiles. Cette variation pourrait être liée à une variation entre les galaxies de la force de la structure spirale. / In my PHD work I explored the links between the physical properties of interstellar dust and other components of nearby spiral galaxies especially their stellar content. I worked on 46 disk galaxies from KINGFISH with IRAC/MIPS/PACS/SPIRE maps (3.6 - 500 microns). A bias is usually introduced in estimating disk orientations by using only a single surface brightness isophote. Thus I devised different surface brightness levels separated by constant steps in surface brightness and extracted isophotes at these levels in all FIR maps as well as in all IRAC 4.5 microns maps. To further assess the coherence of the shapes of isophotes across galactic disks, I built a quantitative indicator of the difference in shape between two ellipses with same center and same semi-major axis.I defined an acceptable level of difference between isophote shapes, by comparing disk orientations found in litterature. Using this level, I found regions inside the galactic disks where the isophotal shapes are similar. From these, I extracted one disk orientation per wavelength band. I found in the vast majority of the disk galaxy maps, be it dominated by stellar or dust emission, that a large fraction of the isophotes I extracted are coherent with the idea of an underlying disk. Comparing, for each galaxy, disk orientations extracted at all wavelengths, I found evidence in 20 galaxies out of 46, that on radial ranges as large as 1/3 of the visible disk (as measured by R25), the shapes of isophotes are morphologically similar. Thus for these 20 galaxies I devised consistent disk orientations both for the stellar and dust content. These 20 galaxies are less luminous, less emitting in the IR w.r.t. the optical, less barred, and characterized by later stage types than average. I also found that the disk orientations devised by my photometric method yield results more similar to H-alpha kinematic orientations than other photometric studies based on a single isophote level.Using the orientations I found and H-alpha dynamics disk orientations, I averaged azimuthally surface brightnesses to produce radial spectral energy distributions (SED) profiles. Once fitted with a cosmic dust emission model, they resulted in radial profiles of dust and stellar content properties. I found the dust intercepted power to be proportionnal to the product of the total dust mass and the average ISRF shining on dust. This former quantity is better correlated with the bolometric stellar luminosity than any of the dust mass or the dust heating ISRF separately. Thus the old stellar populations may be an important heating source for dust. The power intercepted by dust is also very well correlated with the total infrared power. The dust intercepts a larger quantity of power coming from stars in more actively star forming galaxies.Dust exhibit radial mass surface density profiles less well described by Sersic functions than stellar ones. When both profiles are well fitted by Sersic functions, stellar density profiles have smaller half mass radii than the isophotal optical radius (R25) separately in later type galaxies, but also in more quiescent galaxies. Sersic index and half mass radius distributions have larger widths for dust than for stellar surface density profiles.I also found that the ratio of dust over stellar surface density is an important factor to explain the variations with galactic morphological type of the ratio of dust intercepted power over the power emitted by old stellar populations. This later link could be intertwined with spiral structure strength in stage types later than 2.

Les étoiles Ae/Be de Herbig sont des étoiles jeunes (pré-séquence principale, PMS), de masse intermédiaire (2-10 Msun) présentant des signes d'une activité intense et de forts vents stellaires, dont l'origine n'est pas expliquée par les théories actuelles d'évolution stellaire. Des travaux observationnels tendent à indiquer que la source énergétique de cette activité serait d'origine interne. Il est donc essentiel d'extraire des informations sur la structure interne des étoiles de Herbig par le biais de l'astérosismologie, c'est-à-dire l'observation, l'analyse et la modélisation des fréquences et des modes d'oscillations des étoiles pulsantes. Une telle étude implique de caractériser et de contraindre la bande d'instabilité PMS théorique, représentant la zone du diagramme Hertzsprung-Russell dans laquelle ces étoiles pulsent, et qui est traversée par les étoiles Ae de Herbig pendant leur trajet évolutif. Dans ce but, je me suis, d'une part, concentrée sur le cas de l'étoile Ae de Herbig prototype HD 104237, en étudiant ses paramètres photosphériques fondamentaux, indispensables à une modélisation astérosismique ultérieure. L'étude des variations de profil de raies photosphériques de cette étoile a confirmé la présence d'oscillations multi-périodiques et a permis de détecter des pulsations non-radiales. Une identification de certains modes de pulsation a été réalisée. La modélisation des pulsations de cette étoile dans le cadre adiabatique a fourni des pistes intéressantes à explorer quant au mécanisme d'excitation des modes de pulsation observés. L'étude a ensuite été étendue à 4 autres étoiles de Herbig observées avec HARPS (ESO), et leur analyse préliminaire est présentée.

Le relevé DEBRIS est effectué par le télescope spatial Herschel. Il permet d’échantillonner les disques de débris autour d’étoiles de l’environnement solaire. Dans la première partie de ce mémoire, un relevé polarimétrique de 108 étoiles des candidates de DEBRIS est présenté. Utilisant le polarimètre de l’Observatoire du Mont-Mégantic, des observations ont été effectuées afin de détecter la polarisation due à la présence de disques de débris. En raison d’un faible taux de détection d’étoiles polarisées, une analyse statistique a été réalisée dans le but de comparer la polarisation d’étoiles possédant un excès dans l’infrarouge et la polarisation de celles n’en possédant pas. Utilisant la théorie de diffusion de Mie, un modèle a été construit afin de prédire la polarisation due à un disque de débris. Les résultats du modèle sont cohérents avec les observations. La deuxième partie de ce mémoire présente des tests optiques du polarimètre POL-2, construit à l’Université de Montréal. L’imageur du télescope James-Clerk-Maxwell passe de l’instrument SCUBA à l’instrument SCUBA-2, qui sera au moins cent fois plus rapide que son prédécesseur. De même, le polarimètre suit l’amélioration et un nouveau polarimètre, POL-2, a été installé sur SCUBA-2 en juillet 2010. Afin de vérifier les performances optiques de POL-2, des tests ont été exécutés dans les laboratoires sub-millimétriques de l’Université de Western Ontario en juin 2009 et de l’Université de Lethbridge en septembre 2009. Ces tests et leurs implications pour les observations futures sont discutés. / The DEBRIS survey, being performed by the space telescope Herschel, is an unbiased sampling of the debris disks candidates in the solar neighbourhood. In the first part of this thesis, a ground-based polarimetric survey of 108 DEBRIS candidate stars is presented. Using the polarimeter, “La Belle et la Bete,” at the Mont-Megantic Observatory, observations were carried out in order to detect polarization induced by the presence of a debris disk. Due to a low rate of detection, a statistical analysis was performed to compare the polarization between stars owning a debris disk with stars without one. Using Mie scattering theory, a basic model was constructed to estimate the level of polarization produced by dust grains in a debris disk. The results of this model are consistent with our observations. The second part of the thesis presents the optical tests of the polarimeter POL-2, built at Université de Montréal. The James Clerk-Maxwell-Telescope imager SCUBA has been upgraded to SCUBA-2, which is more than one hundred times faster than its predecessor with 500 times more pixels. Likewise, the polarimeter follows the improvement as a new polarimeter, POL-2, was installed on SCUBA-2 in July 2010. In order to verify the optical performance of POL-2, tests were completed at the submillimeter laboratories at the University of Western Ontario in June 2009, and the University of Lethbridge in September 2009. These tests and their implications for future observations are discussed.

La découverte de plus de 900 planètes autour d'autres étoiles que le Soleil rend notre époque excitante. Ces systèmes planétaires nous ont fait changer notre perception du monde qui était jusqu'alors basée sur nos connaissances du système solaire. Certains systèmes détectés sont beaucoup plus compacts que notre système solaire et les planètes se trouvent extrêmement proches de leur étoile. Pour comprendre la structure de ces systèmes et leur évolution, il est important d'étudier les effets de marée.Les missions d'observations des exoplanètes commencent à détecter des planètes de moins en moins massives dans la zone autour d'une étoile appelée zone habitable. La zone habitable est définie comme la plage de distances orbitales pour laquelle une planète ayant une atmosphère peut avoir de l'eau liquide à sa surface. L'étude du climat des exoplanètes, étant donné un flux et un spectre stellaire, est importante pour la caractérisation de l'atmosphère de ces exoplanètes (que JWST sera en mesure de faire).Dans cette thèse, ces problématiques d'évolution dynamique de systèmes planétaires et de climats de planètes sont développées pour le cas de systèmes planétaires orbitant des naines brunes et des étoiles de faible masse dans le but futur de contraindre des paramètres des modèles de marée ou des observations. Dans un premier temps, j'ai traité le cas de l'évolution par effet de marée d'une planète orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l'évolution du rayon est prise en compte. L'objectif était d'étudier l'influence de la contraction de l'étoile (ou naine brune) sur l'évolution orbitale des planètes. Dans un deuxième temps, j'ai cherché à étudier l'influence des effets de marée sur l'évolution dynamique d'un système multiplanétaire orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l'évolution du rayon est aussi prise en compte.Ces deux projets permettent d'aborder le problème de l'habitabilité des planètes au- tour de ces objets, en particulier autour des naines brunes qui refroidissent avec le temps. En effet, une planète se trouvant dans la zone habitable d'une naine brune se situe suffisamment proche de la naine brune pour ressentir l'influence des effets de marée. Ainsi, des paramètres importants pour l'étude des climats sont en partie déterminés par les effets de marée - paramètres comme l'excentricité et l'obliquité entre autres. Dans cette thèse, cette problématique est succinctement abordée en vue d'une poursuite en post-doctorat.

Le relevé DEBRIS est effectué par le télescope spatial Herschel. Il permet d’échantillonner les disques de débris autour d’étoiles de l’environnement solaire. Dans la première partie de ce mémoire, un relevé polarimétrique de 108 étoiles des candidates de DEBRIS est présenté. Utilisant le polarimètre de l’Observatoire du Mont-Mégantic, des observations ont été effectuées afin de détecter la polarisation due à la présence de disques de débris. En raison d’un faible taux de détection d’étoiles polarisées, une analyse statistique a été réalisée dans le but de comparer la polarisation d’étoiles possédant un excès dans l’infrarouge et la polarisation de celles n’en possédant pas. Utilisant la théorie de diffusion de Mie, un modèle a été construit afin de prédire la polarisation due à un disque de débris. Les résultats du modèle sont cohérents avec les observations. La deuxième partie de ce mémoire présente des tests optiques du polarimètre POL-2, construit à l’Université de Montréal. L’imageur du télescope James-Clerk-Maxwell passe de l’instrument SCUBA à l’instrument SCUBA-2, qui sera au moins cent fois plus rapide que son prédécesseur. De même, le polarimètre suit l’amélioration et un nouveau polarimètre, POL-2, a été installé sur SCUBA-2 en juillet 2010. Afin de vérifier les performances optiques de POL-2, des tests ont été exécutés dans les laboratoires sub-millimétriques de l’Université de Western Ontario en juin 2009 et de l’Université de Lethbridge en septembre 2009. Ces tests et leurs implications pour les observations futures sont discutés. / The DEBRIS survey, being performed by the space telescope Herschel, is an unbiased sampling of the debris disks candidates in the solar neighbourhood. In the first part of this thesis, a ground-based polarimetric survey of 108 DEBRIS candidate stars is presented. Using the polarimeter, “La Belle et la Bete,” at the Mont-Megantic Observatory, observations were carried out in order to detect polarization induced by the presence of a debris disk. Due to a low rate of detection, a statistical analysis was performed to compare the polarization between stars owning a debris disk with stars without one. Using Mie scattering theory, a basic model was constructed to estimate the level of polarization produced by dust grains in a debris disk. The results of this model are consistent with our observations. The second part of the thesis presents the optical tests of the polarimeter POL-2, built at Université de Montréal. The James Clerk-Maxwell-Telescope imager SCUBA has been upgraded to SCUBA-2, which is more than one hundred times faster than its predecessor with 500 times more pixels. Likewise, the polarimeter follows the improvement as a new polarimeter, POL-2, was installed on SCUBA-2 in July 2010. In order to verify the optical performance of POL-2, tests were completed at the submillimeter laboratories at the University of Western Ontario in June 2009, and the University of Lethbridge in September 2009. These tests and their implications for future observations are discussed.

In this thesis, we construct a new hydrodynamical algorithm able of handling general compressible reactive flow problems, based on a finite-volume method inspired by the original MUSCL scheme of van Leer (1979). The algorithm is of second-order in the smooth part of the flow and avoids dimensional splitting. It uses MPI to achieve parallelism, and includes an astrophysical equation of state and a nuclear reaction network. It proves to be robust to tests cases. In particular it reproduces quite well the reactive and non-reactive results obtained with two different numerical methods (Fryxell & al. 1989, Busegnies & al. 2007). Moreover the time-dependent results are in agreement with the corresponding steady state solution. This gives us confidence in applying it to an astrophysical situation which has never been studied, the propagation of a detonation in conditions relevant to superbursts. The algorithm is described in (Noel & al. 2007).<p><p>In a firt step we obtain the detonation profiles in pure carbon and in a mixture of carbon and iron. In both cases we underline the large difference between the total reaction length and the length on which some species burn. This difference leads to enormous numerical difficulties because all the length scales cannot be resolved at the same time in a single simulation. We show that the carbon detonation might be studied in a partial resolution approach like the one of Gamezo & al. (1999).<p><p>In a second step we construct a new reduced nuclear reaction network able to reproduce the energy production due to the photo-disintegrations of heavy elements, like ruthenium, which are thought to occur during superbursts in mixed H/He accreting systems. Using this new nuclear network we simulate detonations in mixture of carbon and ruthenium. An interesting feature is that, in this case, all the reaction lengths can be resolved in the same simulation. This makes the C/Ru detonations easier to study in future multi-dimensional simulations than the pure carbon ones (Noel & al. 2007b).<p><p>Finally we perform some numerical experiments which show that our algorithm is able to deal with initially inhomogeneous medium, and that the multi-dimensional simulations are attainable even if they are quite computational time consuming.<p><p>- B. Van Leer, J. Comp. Phys. 21, 101, 1979<p>- Fryxell, B.A. Muller, E. and Arnett, W.D. Technical report MPA 449, 1989<p>- Busegnies, Y. Francois, J. and Paulus, G. Shock Waves, 11, 2007<p>- Gamezo, V.N. Wheeler, J.C. Khokhlov, A.M. and Oran, E.S. ApJ, 512, 827, 1999<p>- Noël, C. Busegnies, Y. Papalexandris, M.V. & al. A&A, 470, 653, 2007<p>- Noël, C. Goriely, S. Busegnies, Y. & Papalexandris, M.V. submitted to A&A, 2007b<p><p>/<p><p>Un algorithme parallèle basé sur une méthode aux volumes finis inspirée du schéma MUSCL de Van Leer (1979) a été construit. Il a été développé sur base de la méthode de Lappas & al. (1999) qui permet de résoudre simultanément toutes les dimensions spatiales. Cette méthode se base sur la construction de surfaces appropriées dans l'espace-temps, le long desquelles les équations de bilan se découplent en équations plus simples à intégrer. Cet algorithme est actuellement le seul à éviter le "splitting" des dimensions spatiales. Dans les modèles conventionnels (PPM, FCT, etc.), l'intégration spatiale des équations est réalisée de manière unidimensionnelle pour chaque direction. <p>Un réseau de réactions nucléaires ainsi qu'une équation d'état astrophysique ont été inclus dans l'algorithme et celui-ci a ensuite été soumis à une grande variété de cas tests réactifs et non réactifs. Il a été comparé à d'autres codes généralement utilisés en astrophysique (Fryxell & al. 1989, Fryxell & al. 2000, Busegnies & al. 2007) et il reproduit correctement leurs résultats. L'algorithme est décrit dans Noël & al. (2007).<p><p>Sur base de cet algorithme, les premières simulations de détonation dans des conditions thermodynamiques représentatives des Superbursts ont été réalisées. Différentes compositions du milieu ont été envisagées (carbone pur, mélange de carbone et de fer, mélange de carbone et de cendres du processus rp). Dans la plupart des systèmes où des Superbursts ont été observés, la matière accrétée est un mélange d'hydrogène et d'hélium. Dans ce cas, des phases de combustion précédant le Superburst produisent des nucléides plus lourd que le fer (Schatz & al. 2003). Ces nucléides peuvent être photodésintégrés durant le Superburst. Pour prendre en compte ces réactions endothermiques de photodésintégration, nous avons construit un nouveau réseau réduit de réactions nucléaires qui a été incorporé dans l'algorithme hydrodynamique (Noël & al. 2007b). Ce réseau réduit reproduit globalement l'énergétique d'un réseau complet et a permis de faire la première simulation numérique de détonation dans des conditions caractéristiques de systèmes accréteurs d'un mélange hydrogène-hélium. <p>Finallement quelques simulations multidimensionelles préliminaires ont éte réalisées.<p><p>- Busegnies, Y. Francois, J. and Paulus, G. Shock Waves, 11, 2007<p>- Fryxell, B.A. Muller, E. and Arnett, W.D. Technical report MPA 449, 1989<p>- Fryxell, B.A. Olson, K. Ricker, P. & al. ApJS, 131, 273, 2000<p>- Lappas, T. Leonard, A. and Dimotakis, P.E. SIAM J. Sci. Comput. 20, 1064, 1999<p>- Noël, C. Busegnies, Y. Papalexandris, M.V. & al. A&A, 470, 653, 2007<p>- Noël, C. Goriely, S. Busegnies, Y. & Papalexandris, M.V. submitted to A&A, 2007b<p>- Röpke, F. K. PhD thesis, Technischen Universitat Munchen, 2003<p>- Schatz, H. Bildsten, L. Cumming, A. and Ouellette, M. Nuclear Physics A, 718, 247, 2003<p>- Van Leer, B. Comp. Phys. 21, 101, 1979<p>- Weinberg, N.N. and Bildsten, L. ArXiv e-prints, 0706.3062, 2007 / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

Les copolymères diblocs amphiphiles poly(oxyde d’éthylène)-b-poly(acrylate de méthacryloyloxyéthyle) s’autoassocient dans l’eau pour former des micelles, tout en conservant un échange d’unimères. Dans les suspensions denses, leur coincement conduit à une transition liquide-solide. Dans l’état solide, elles peuvent s’ordonner et un état cristallin apparait. Si l’échange d’unimères est supprimé, les micelles ne sont plus dynamiques et se comportent comme des étoiles, qui montrent un comportement similaire mais avec des différences sur les propriétés rhéologiques et structurales. L’une des méthodes permettant de créer des étoiles est de photo-réticuler le coeur des micelles. L’objectif de cette thèse à été d’analyser l’influence de l’échange d’unimères sur la transition liquide-solide et la cristallisation. Les copolymères ont été synthétisés par une nouvelle technique de polymérisation radicalaire contrôlée, la Single-Electron Transfer-Living Radical Polymerization (SET-LRP). Par diffusion de la lumière, il a été montré que le nombre de bras des étoiles pouvait être contrôlé par la concentration à laquelle les micelles étaient réticulées. Nous avons montré par rhéologie quel’absence d’échange de bras facilitait la transition liquide-solide. Les étoiles présentent la même transition liquide-solide que les micelles, à condition que le nombre de bras des étoiles atteigne une valeur critique. La cristallisation a été étudiée par diffusion des rayons-X. La dynamique d’échange n’a pas d’influence directe sur la cristallisation. La cristallisation et la transition liquide-solide sont facilitées par l’auto-adaptation du nombre de bras, permise par l’échange dynamique. / Amphiphilic poly(ethylene oxide)–b– poly(methacryloyloxyethyl acrylate) POE-b-PAME diblock copolymers self–assemble in water to form polymeric micelles which exhibit dynamic exchange of unimers. Dense suspensions of micelles jam leading to a liquid-solid transition. In the solid state, micelles can organize in a crystalline network. If the exchange of unimers between micelles is suppressed, they become no longer dynamic and behave like star polymers. The latter show similar general behavior but with differences in the rheology and the structure. One way to create star polymers from polymeric micelles is to crosslink the hydrophobic core. In this study, we investigate the influence of dynamic arm exchange on the liquid-solid transition and crystallization. Diblock copolymers have been synthesized by a new technique of controlled radical polymerization, the Single-Electron Transfer-Living Radical Polymerization (SET-LRP). Light scattering showed that the number of arms per stars could be controlled by the concentration at which micelles were cross-linked. We have shown by rheology that the absence of dynamic arm exchange facilitated the liquid-solid transition. The frozen stars have the same liquid-solid transition than that of dynamic stars, provided that the number of arms reaches a critical value. The crystallization was studied by X-ray scattering. Dynamic arm exchange has no direct influence on the crystallization. Crystallization and liquid-solid transition are facilitated by the self-adaptation of the number of arms permitted by the dynamic arm exchange.

La matière nucléaire présente une transition de phase du type liquide-gaz. Ce caractère bien connu est dû au profil de l'interaction nucléaire (attractive à moyenne portée et répulsive à courte portée). Ainsi, la thermodynamique de la matière nucléaire symétrique est analogue à celle d'un fluide de Van der Waals. L'étude se révèle plus complexe dans le cas de la matière asymétrique, composée de neutrons et protons en proportion arbitraire. L'isospin, qui distingue les deux constituants, donne une mesure de cette proportion. Dans l'étude de la matière asymétrique, il s'agit d'un degré de liberté supplémentaire, ajoutant une dimension à l'espace des observables à considérer. <br />La transition liquide-gaz nucléaire est associée au phénomène de multi-fragmentation observé dans les collisions d'ions lourds, ainsi qu'à la physique des étoiles compactes : les systèmes concernés sont riches en neutrons, donc affectés par le degré de liberté d'isospin. <br />Le travail présenté ici est une étude théorique des effets d'isospin apparaissant dans la transition liquide-gaz de la matière nucléaire asymétrique. Une approche de champ moyen est employée, avec une interaction nucléaire effective de type Skyrme. Nous démontrons la présence d'une transition du premier ordre pour la matière asymétrique, et étudions le phénomène de distillation d'isospin qui l'accompagne. Le cas d'une séparation de phase à l'équilibre thermodynamique est comparé à celui d'une décomposition spinodale. Les effets de taille finie sont abordés, ainsi que l'influence du gaz d'électrons présent dans le contexte astrophysique.