Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie. Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques d’imagerie directe. Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques (mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale (prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å pour mieux contraindre leur âge. / The gravitational collapse of a molecular gas cloud produces the incipient stars with various masses between 0.08 and approximately 100 M . The majority of the stellar galactic population is made up of stars with masses lower than approximately 0.6 M . The last event of stellar formation in the solar neighborhood happened in the local bubble no more than 100 million of years ago, probably caused by the propagation of a shock wave in the galactic local arm. This is how young associations, also called moving groups were formed. Their members are characterized by a common velocity and position within the Galaxy. Young associations, being sparsely populated and relatively close to the Sun, their members are found all over the sky. So far, only the most massive members (luminous ones) have been identified. Young low-mass stars, comprising the majority of the population, remain to be identified. Those stars are expected to be excellent candidates to find exoplanets through direct imaging techniques, while also forming a key population to constrain M stars and brown dwarfs evolutionnary models. This master thesis presents a new method using a kinematical model coupled with a Bayesian statistic analysis to identify young low-mass stars in the beta Pictoris, Tucana- Horologium and AB Doradus associations. Using a sample of 1080 K and M stars, all showing youth indicators such as Halpha emission and X-rays luminosity, their photometric and kinematic properties (proper motion) are analyzed to extract 98 highly probable members distributed over the three associations. Status confirmation as members will require measurement of their radial velocity (predicted by our analysis) and the lithium at 6708 Å equivalent widths to better constrain their age.

<p>This thesis reports the results of a twofold study on the recently proposed phenomenon of &lsquo / stellar pulsations&rsquo / in young brown dwarfs by the seminal study of Palla and Baraffe (2005) (PB05, thereafter). The PB05 study presents results of a non-adiabatic linear stability analysis showing that young brown dwarfs should become pulsationally unstable during the deuterium burning phase of their evolution.</p>

No description available.

L'étude des exoplanètes, et en particulier celle des planètes géantes gazeuses, est une branche jeune et florissante de l'astrophysique moderne. Les grandes problématiques qui ont émergé des études sur cette population de planètes consistent à comprendre comment elles se sont formées, comment elles ont spatialement et temporellement évolué, et comment elles influencent d'éventuelles autres planètes au sein des systèmes stellaires. Afin d'apporter des réponses à ces questions, il a été nécessaire de développer des techniques d'observation et des outils d'analyse des données les plus performants possibles. C'est dans ce cadre que j'ai effectué mon travail de thèse, qui s'est articulé autour de trois projets.En premier lieu, je me suis intéressée à étudier le taux d'occurrence des planètes géantes gazeuses en orbite autour des naines M. Pour réaliser cette étude statistique, j'ai utilisé des données de deux relevés NaCo, le premier étant consacré aux naines M, et le second étant constitué d'étoiles AF et ayant été précédemment étudié par des membres de notre équipe. J'ai développé un code Monte Carlo, et me suis servie de la logique de la contraposition pour mener une étude comparative des résultats de ces deux relevés. J'ai également associé des gammes de rapports de masses entre la planète et son étoile à des mécanismes de formation privilégiés. J'en ai conclu que la formation des planètes géantes gazeuses formée par accrétion sur coeur était favorisée si ces planètes se situaient autour d'étoiles AF plutôt que des naines M, pour des séparations allant de 8 à 400 unités astronomiques. La fréquence des planètes géantes gazeuses reste toutefois faible quelque soit la masse de l'étoile considérée (typiquement <20%).Je me suis par la suite intéressée à développer un outil statistique capable de combiner des données de vitesses radiales et d'imagerie directe afin d'apporter des contraintes supplémentaires sur la population de planètes géantes situées à toutes les séparations, pour des systèmes particuliers. Le code que j'ai écrit repose sur une génération Monte Carlo de planètes synthétiques. Je l'ai appliqué sur les données de vitesses radiales et d'imagerie d'étoiles jeunes et proches : AUMic, ßPictoris, HD113337, et HD95086. Les futures applications pourront être nombreuses à la fois parce que les données de vitesses radiales sont de plus en plus abondantes, et parce que les instruments de haut contraste et haute résolution angulaire permettent de sonder des séparations toujours plus courtes.Grâce à ces deux premiers projets de ma thèse, j'ai pris en main les outils de réduction de données développés à l'IPAG, et j'ai développé des outils statistiques me permettant de commencer à mener mon dernier projet. Cet ultime projet consiste en l'observation, la réduction et l'analyse de données de vitesses radiales HARPS et d'imagerie SPHERE obtenues conjointement pour un set de naines K5-M5, proches et jeunes. L'analyse de l'ensemble des données va permettre d'apporter de fortes contraintes sur les populations de planètes géantes gazeuses en orbite autour des étoiles de faible masse, depuis les très courtes jusqu'aux plus longues séparations. / Studying exoplanets, and in particular gaseous giant planets, is a new field of modern astrophysics. Understanding how the giant planets form, dynamically evolve, evolve with time, and have an impact on potential other planets within a stellar system are part of the biggest challenges of this science. The development of the most efficient observational technics and optimal analysis tools have been necessary to bring answers to these problematics. This is the context in which I realized my PhD thesis. I present in this manuscript the three projects that I led during these last three years.First, I studied the occurrence rate of the giant planets that orbit around M dwarfs. To realize this statistical study, I used NaCo data from two surveys. The first survey was composed of M dwarfs, the second was made of AF stars that were already studied by members of our team. I developed a Monte Carlo code, and used the contrapositive logic to lead a comparative analysis of these two surveys. I also associated stellar to planet mass ratios to planetary formation scenarios. My conclusions are that giant planets can more easily be formed by core accretion around AF stars than around M dwarfs, for separations between 8 and 400 astronomical units. Wide-orbit giant planets are rare whatever the stellar mass (basically <20%).Then, I developed a statistical tool that combines radial velocity and direct imaging data of specific stars, to better constrain the giant planet population at all separations. The code that I wrote is based on a Monte Carlo generation of synthetic planet populations. I applied this code on radial velocity and direct imaging data from young and nearby stars: AUMic, ßPictoris, HD113337, and HD95086. The future applications will be numerous thanks to the increase of the time baseline of radial velocity data and thanks to new high contrast and high resolution instruments able to probe shorter regions.These first two projects have allowed me to understand how to reduce and analyse data, and to develop statistical tools useful for my last project. This last project consists of observing, reducing and analyzing radial velocity and direct imaging data of a sample of K5-M5 young and nearby dwarfs. This project will bring strong constraints on the gaseous giant planet population that orbits around low mass stars, from short to wider separations.

Les écoulements diphasiques sont couramment utilisés dans de nombreux domaines dont, en particulier, le domaine spatial. La performance de ces systèmes est entièrement régie par les couplages se produisant entre les écoulements et les transferts de chaleur. Cette particularité a conduit, depuis les dernières décennies, au développement de nombreuses études sur les écoulements diphasiques en microgravité. Afin d'accroître la connaissance sur le comportement thermo-hydraulique de ces systèmes thermiques, la présente étude se focalise sur l'étude de la condensation dans un mini-tube en présence ou non de la force gravitationnelle. Pour étudier l'effet de la gravité sur cette configuration, un premier modèle instationnaire d'écoulement diphasique a été développé. Parallèlement, une analyse des effets de la gravité sur l'hydrodynamique et les transferts thermique a été menée dans deux sections d'essai possédant un diamètre interne commun de 3,4 mm et des vitesses massiques faibles à modérées. La première étude a été réalisée au cours de la 62e campagne de vols paraboliques de l'ESA. Elle a été dédiée à la détermination des coefficients de transfert de chaleur quasi-locaux se produisant à l'intérieur d'un tube de cuivre. Afin de visualiser également les régimes d'écoulement présents, un tube en verre a été inséré au sein de cet échangeur. L'effet de la gravité sur les écoulements et les transferts a ainsi été déterminé. La seconde expérience, menée au sol, a porté sur l'étude d'un écoulement de vapeur descendant au sein d'un tube en saphir placé verticalement. Un protocole de mesure permettant d'obtenir simultanément l'épaisseur du film de liquide ruisselant et le coefficient d'échange local associé a été développé. / Liquid-vapor two-phase flows have common applications in many fields including space thermal management systems. The performances of such systems are entirely associated to the coupling between thermal and hydrodynamic phenomena. Therefore, two-phase flows in microgravity condition have emerged as an active research area in the last decades. In order to complete the state of the art and to contribute to the increase in the knowledge of hydrothermal behavior of two-phase thermal management systems, the present study was conducted on convective condensation inside a mini tube, both in normal and micro gravity conditions. To analyze the effect of gravity on such flows, a preliminary transient modeling of the two-phase flow has been established. Simultaneously, an experimental investigation was carried out on the hydrodynamic and thermal behaviors of condensation flows in two test sections of 3.4 mm inner diameter at low and intermediate mass velocities. The first experiment was conducted during the 62nd ESA parabolic flights campaign. The test section was made with copper and allowed measurements of the quasi-local heat transfer coefficient. A glass tube was also inserted in the middle of the test section for the visualization of the two-phase flow regime. From this study, the changes in heat transfer coefficient and flow regime according to gravity variations were determined. The second experiment was carried out on ground in a sapphire tube installed vertically considering downward flow. The set-up was designed in order to measure simultaneously the local heat transfer coefficient and the thickness of the liquid film falling down along the tube wall.

Context. Accretion outbursts are key elements in star formation. ASASSN-13db is a M5-type star with a protoplanetary disk, the lowest-mass star known to experience accretion outbursts. Since its discovery in 2013, it has experienced two outbursts, the second of which started in November 2014 and lasted until February 2017. Aims. We explore the photometric and spectroscopic behavior of ASASSN-13db during the 2014-2017 outburst. Methods. We use high- and low-resolution spectroscopy and time-resolved photometry from the ASAS-SN survey, the LCOGT and the Beacon Observatory to study the light curve of ASASSN-13db and the dynamical and physical properties of the accretion flow. Results. The 2014-2017 outburst lasted for nearly 800 days. A 4.15 d period in the light curve likely corresponds to rotational modulation of a star with hot spot(s). The spectra show multiple emission lines with variable inverse P-Cygni profiles and a highly variable blue-shifted absorption below the continuum. Line ratios from metallic emission lines (Fe I/Fe II, Ti I/Ti II) suggest temperatures of similar to 5800-6000 K in the accretion flow. Conclusions. Photometrically and spectroscopically, the 2014-2017 event displays an intermediate behavior between EXors and FUors. The accretion rate (<(M)over dot> = 1-3 x 10(-7) M-circle dot/yr), about two orders of magnitude higher than the accretion rate in quiescence, is not significantly different from the accretion rate observed in 2013. The absorption features in the spectra suggest that the system is viewed at a high angle and drives a powerful, non-axisymmetric wind, maybe related to magnetic reconnection. The properties of ASASSN-13db suggest that temperatures lower than those for solar-type stars are needed for modeling accretion in very-low-mass systems. Finally, the rotational modulation during the outburst reveals that accretion-related structures settle after the beginning of the outburst and can be relatively stable and long-lived. Our work also demonstrates the power of time-resolved photometry and spectroscopy to explore the properties of variable and outbursting stars.

La spectroscopie est un aspect fondamental de l'astronomie observationnelle, offrant des contraintes sur la composition, la température, la densité, la masse et le mouvement des objets astronomiques. Cette thèse se concentre spécifiquement sur la spectroscopie des naines M, des étoiles petites et froides de la séquence principale, les plus nombreuses dans notre Galaxie. Malgré leur abondance, les naines M ont été moins étudiées que les étoiles plus brillantes en raison de leur faible luminosité et de leurs spectres complexes dominés par des bandes moléculaires. Cependant, leur importance en astrophysique est profonde, car elles sont cruciales pour comprendre les populations stellaires, l'évolution des galaxies et elles sont des cibles privilégiées dans la recherche et la caractérisation des exoplanètes, en particulier celles semblables à la Terre et potentiellement habitable. La pierre angulaire de notre méthodologie observationnelle est le SpectroPolarimètre InfraRouge (SPIRou), un instrument de pointe situé au Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). Ce spectropolarimètre proche infrarouge (PIR) est spécialisé pour des études lies à la détection et caractérisation d'exoplanètes et divers programmes d'astrophysique stellaire. La spectroscopie à haute résolution de SPIRou opère entre 0.98 et 2.35 microns, avec un pouvoir de résolution d'environ 70000, idéal pour étudier les étoiles relativement froides comme les naines M, qui émettent principalement dans le domaine spectral du proche infrarouge. Sa capacité à détecter des caractéristiques spectrales subtiles est cruciale pour déterminer avec précision les abondances élémentaires, la température effective et la vitesse radiale d'une étoile. De plus, bien que ce ne soit pas l'objectif principal de cette thèse, les capacités polarimétriques de SPIRou offrent des aperçus précieux sur les champs magnétiques des naines M. Notre analyse initiale s'est concentrée sur l'étoile de Barnard, une naine M bien étudiée dans le voisinage solaire. Nous avons comparé les spectres PIR haute résolution observés aux modèles d'atmosphère stellaire PHOENIX-ACES. Bien que ces modèles soient généralement en bon accord avec les observations, de nombreuses différences spectrales sont identifiées telles que le décalage du continuum, de la contamination non résolue de diverses raies de même que le décalage inattendu de raies spectrales de leur longueur d'onde nominale. Tous ces problèmes conspirent à biaiser les déterminations d'abondance et de température effective. Une partie importante de cette étude a impliqué l'identification d'une liste de raies spectrales fiables dans le spectre PIR pour l'analyse chimique. Nous avons développé un pipeline automatisé personnalisé qui prend en compte les incertitudes du modèle, adapté pour déterminer à la fois la température effective et les abondances chimiques basées sur un spectre PIR haute résolution. Pour l'étoile de Barnard, nous avons déterminé une température effective de 3231 +/- 21 K, en excellent accord avec la valeur de 3238 +/- 11 K déduite des méthodes interférométriques considérées comme les plus fiables. De plus, notre analyse a fourni des mesures d'abondance de 15 éléments, dont quatre (K, O, Y, Th) jamais signalés auparavant. Ces mesures sont en bon accord avec la littérature. S'appuyant sur notre étude initiale, nous avons étendu notre méthodologie à un échantillon de 31 naines M proches, dont une dizaine dans des systèmes binaires avec une étoile FGK comme primaire dont la métallicité est bien établie par la spectroscopie haute resolution dans le domaine visible. Cet échantillon permet d'investiguer l'applicabilité et les limites de nos techniques et de fournir une comparaison entre les mesures d'abondance déduites de la spectroscopie PIR et optique. Nous avons caractérisé les incertitudes de notre méthode Teff en la testant sur des modèles synthétiques avec divers niveaux de bruit et avons trouvé une incertitude constante de 10 K pour un rapport signal-bruit supérieur à ~100. La comparaison de nos mesures de température effective sont en excellent accord, à 30 K près, avec des valeurs interférométriques. Nous avons ensuite mesuré les abondances de jusqu'à 10 éléments différents pour ces étoiles, certaines ayant leurs premières compositions chimiques mesurées. Pour les systèmes binaires, nous avons trouvé des métallicités marginalement inférieures dans les naines M par rapport à leurs compagnons FGK dont la métallicité est dérive de la spectroscopie optique, avec des différences moyennes de 0,14 +/- 0,09 dex par rapport aux valeurs rapportées de Mann et al. (2013). On trouve donc un excellent accord entre les mesures d'abondances dérivées de la spectroscopie PIR haute résolution par notre méthode et celles dérivées de la spectroscopie haute résolution optique de leur compagnon FGK. Nos résultats ont contribué à l'analyse spectroscopique des naines M, élargissant le champ de l'analyse d'abondance chimique pour ces étoiles. Nous avons compilé une liste de raies fiables où les modèles PHOENIX montrent un bon accord avec les observations. Nos résultats soulignent la nécessité de modèles d'atmosphère améliorés pour mieux exploiter la puissance de la spectroscopie PIR pour une détermination précise de la température effective et des mesures d'abondance des naines M. / Spectroscopy is a foundational aspect of observational astronomy, providing critical insights into the composition, temperature, density, mass, and motion of astronomical objects. This thesis specifically focuses on the spectroscopy of M dwarfs, small and cool stars on the main sequence, which are the most numerous type of stars in our Galaxy. Despite their abundance, M dwarfs have been less studied than brighter stars due to their low luminosity and complex spectra dominated by molecular bands. However, their significance in astrophysics is profound, as they are crucial in understanding stellar populations, galaxy evolution, and are prime targets in the search and characterization of exoplanets, especially Earth-like ones potentially harboring life. The cornerstone of our observational methodology is the SpectroPolarimètre InfraRouge (SPIRou), a cutting-edge instrument housed at the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT). This near-infrared (NIR) spectropolarimeter excels in a range of scientific studies, from exoplanet detection to stellar physics. SPIRou’s high-resolution spectroscopy operates between 0.98 and 2.35 microns, with a resolving power of about 70000, ideal for analyzing cool stars like M dwarfs, which emit predominantly in the NIR spectrum. Its ability to detect subtle spectral features is crucial for accurately determining elemental abundances, effective temperature, and radial velocity of a star. For our research, the high-resolution NIR spectroscopy of SPIRou was essential, allowing us to capture detailed spectra of M dwarfs with high precision, thus forming the foundation of our analysis. Our initial analysis centered on Barnard's star, a well-studied M dwarf in the solar neighborhood. We compared the observed high-resolution NIR spectra to the PHOENIX-ACES stellar atmosphere models. While those models are generally in good agreement with observations, numerous spectral differences are identified such as continuum mismatch, unresolved contamination, and spectral line shifts, all conspiring to bias elemental abundance and effective temperature determinations. A crucial part of this study involved identifying reliable spectral lines in the NIR spectrum for chemical analysis. We developed a customized automated pipeline that takes model uncertainties into account to determine both the effective temperature and chemical abundances based on a high-resolution NIR spectrum. For Barnard's star, we determined an effective temperature of 3231 +/- 21 K, in excellent agreement with the value of 3238 +/- 11 K inferred from interferometric methods. Additionally, our analysis has provided abundance measurements of 15 elements including four (K, O, Y, Th) never reported before. Those measurements are in good agreement with the literature. Building upon our initial study, we extended our methodology to a sample of 31 nearby M dwarfs, including some in binary systems with a FGK star as primary. This sample allows to investigate the broader applicability and potential limitations of our techniques and provide a comparison between abundance measurements inferred from NIR and optical spectroscopy. We investigated the uncertainties of our Teff method by testing it on synthetic models with various level of noise and found a consistent uncertainty of 10 K for signal-to-noise ratio greater than ~100. Our Teff are in excellent agreement with those inferred from interferometric methods within typical dispersion of ~30 K, comparable to the apparent noise floor of our Teff estimates, showing the validity of our method. We then measured the abundances for up to 10 different elements for these stars, many of them being their first measured chemical compositions. For the binary systems, we find an excellent agreement between our metallicities of M dwarfs compared to their FGK counterparts derived from optical spectroscopy, with with mean differences of 0.14 +/- 0.09 dex against the reported values from Mann et al. (2013). Our findings have contributed to the spectroscopic analysis of M dwarfs, broadening the scope of chemical abundance analysis for these stars. We compiled a reliable line list where PHOENIX models show good agreement with observations. Our results emphasize the need for improved atmosphere models to fully exploit the power of NIR spectroscopy for precise determination of effective temperature and abundance measurements of M dwarfs.

This thesis primarily uses submillimetre molecular line data from HARP, a heterodyne array on the James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), to further investigate star formation in the Ophiuchus L1688 cloud. HARP was used to observe CO J = 3-2 isotopologues: 12CO, 13CO and C18O; and the dense gas tracer HCO+ J = 4-3. A method for calculating molecular line contamination in the SCUBA-2 450 and 850 μm dust continuum data was developed, which can be used to convert 12CO J =6-5and J =3-2 maps of integrated intensity (K km s−1) to molecular line flux (mJy beam−1) contaminating the continuum emission. Using HARP maps of 12CO J = 3-2, I quantified the amount of molecular line contamination found in the SCUBA-2 850 μm maps of three different regions, including NGC 1333 of Perseus and NGC 2071 and NGC 2024 of Orion B. Regions with ‘significant’ (i.e. > 20%) molecular line contamination correspond to molecular outflows. This method is now being used to remove molecular line contamination from regions with both SCUBA-2 dust continuum and HARP 12CO map coverage in the Gould Belt Legacy Survey (GBS). The Ophiuchus L1688 cloud was observed in all three CO J = 3-2 isotopologues. I carried out a molecular outflow analysis in the region on a list of 30 sources from the Spitzer ‘c2d’ survey [Evans et al., 2009]. Out of the 30 sources, 8 had confirmed bipolar outflows, 20 sources had ‘confused’ outflow detections and 2 sources did not have outflow detections. The Ophiuchus cloud was found to be gravitationally bound with the turbulent kinetic energy a factor of 7 lower than the gravitational binding energy. The high-velocity outflowing gas was found to be only 21% of the turbulence in the cloud, suggesting outflows are significant but not the dominant source of turbulence in the region. Other factors were found to influence the global high-velocity outflowing gas in addition to molecular outflows, including hot dust from nearby B-type stars, outflow remnants from less embedded sources and stellar winds from the Upper Scorpius OB association. To trace high density gas in the Ophiuchus L1688 cloud, HCO+ J = 4-3 was observed to further investigate the relationship between high column density and high density in the molecular cloud. Non-LTE codes RADEX and TORUS were used to develop density models corresponding to the HCO+ emission. The models involved both constant density and peaked density profiles. RADEX [van der Tak et al., 2007] models used a constant density model along the line-of-sight and indicated the HCO+ traced densities that were predominantly subthermally excited with den- sities ranging from 10^3–10^5 cm^−3. Line-of-sight estimates ranged from several parsecs to 90 pc, which was unrealistic for the Ophiuchus cloud. This lead to the implementation of peaked density profiles using the TORUS non-LTE radiative transfer code. Initial models used a ‘triangle’ density profile and a more complicated log-normal density probability density function (PDF) profile was subsequently implemented. Peaked density models were relatively successful at fitting the HCO+ data. Triangle models had density fits ranging from 0.2–2.0×10^6 cm^−3 and 0.1–0.3×10^6 cm^−3 for the 0.2 and 0.3 pc cloud length models re- spectively. Log-normal density models with constant-σ had peak density ranges from 0.2–1.0 ×10^5 cm^−3 and 0.6–2.0×10^5 cm^−3 for 0.2 and 0.3 pc models respectively. Similarly, log-normal models with varying-σ had lower and upper density limits corresponding to the range of FWHM velocities. Densities (lower and upper limits) ranged from 0.1–1.0 ×10^6 and 0.5–3.0 ×10^5 cm^-3 for the 0.2 and 0.3 pc models respectively. The result of the HCO+ density modelling indicated the distributions of starless, prestellar and protostellar cores do not have a preference for higher densities with respect to the rest of the cloud. This is contrary to past research suggesting the probability of finding a submillimetre core steeply rises as a function of column density (i.e. density; Belloche et al. 2011; Hatchell et al. 2005). Since the majority of sources are less embedded (i.e Class II/III), it is possible the evolutionary state of Ophiuchus is the main reason the small sample of Class 0/I protostars do not appear to have a preference for higher densities in the cloud.

Nous nous sommes intéressés dans la présente thèse à l’étude de l’écoulement gravitaire de nappesliquides non guidées qui s’écoulent verticalement dans l’air ambiant. Après une synthèse bibliographique,nous avons réalisé une double étude, expérimentale et numérique, en considérant des liquidesde viscosités différentes (allant de 1 à 50 fois celle de l’eau) et de tension superficielle proche de cellede l’eau. Le nombre de Reynolds Rel du liquide a varié de quelques unités à quelques milliers alorsque le nombre de Weber du liquide allait approximativement de 0.1 à 10. Le dispositif expérimentalque nous avons mis en place nous a permis de créer et d’étudier les formes géométriques des nappesliquides. Nous avons employé une méthode expérimentale originale pour mesurer le champ d’épaisseurdes nappes. Nous avons mené, parallèlement aux expériences, des simulations numériques 2D et 3Dinstationnaires et diphasiques (VOF), utilisant le calcul parallèle. Nous avons trouvé que les nappesexpérimentales et numériques deviennent plus courtes (verticalement) et moins épaisses lorsque le débitdiminue. Expérimentalement, lorsque le débit du liquide devient suffisamment faible, des filamentsliquides commencent à apparaître à coté d’une nappe moins large qu’auparavant. Dans le cas desnappes d’eau, cette transition de régime d’écoulement a été précédée de l’apparition systématique detrous dans la partie inférieure des nappes. Pour les autres liquides newtoniens plus visqueux (solutionsaqueuses de glycérine), l’apparition des filaments liquides a été précédée d’une déstabilisation des bourreletsqui délimitent la partie plane des nappes. Nous avons étendu par la suite l’étude expérimentaleà celle de fluides au comportement rhéologique plus complexe en utilisant un liquide non newtonienrhéofluidifiant. Nous avons montré pour ce fluide rhéofluidifiant que le débit associé à la transition versle régime des filaments diminue en comparaison avec celui associé à un liquide newtonien de viscositésimilaire. Cela nous a conduit à suggérer que la présence des propriétés rhéofluidifiantes des nappesliquides peut représenter une solution pour les applications de "coating" pour lesquelles on cherche àproduire des nappes stables et sans percement dans des configurations d’écoulement de faibles débits. / In this thesis, unguided plane liquid sheets flowing vertically by gravity in an ambient air atmosphereare studied experimentally and numerically. First of all a litterature survey clearly identified themain issues regarding the dynamics and modelling of such flows. Subsequently, different liquids exhibitinga wide range of viscosity (1 to 50 times that of water) and a surface tension close to that of waterwere selected. The liquid flow regimes were characterized by a Reynolds number Rel ranging from afew units to a few thousand while the Weber number Wel was varied between 0.1 to 10. A dedicatedexperimental system was designed and operated to study the relevant sheet features (geometry, thickness)by means of an original optical method. In parallel, finite volume based 2D and 3D simulationsof the flows were undertaken. All rely on the volume of fluid method (VOF) combined with adaptivemeshing. The experimental and numerical sheets became shorter (vertically) and thinner as the massflow rate decreased. Experimentally, when the mass flow rate of the liquid becomes sufficiently low,liquid threads begin to appear next to a narrower sheet than before. In the case of water, this flowregime transition was preceded by the systematic appearance of holes in the lower part of the sheets.For the other more viscous Newtonian liquids (mixtures of water and glycerin), the appearance of theliquid threads was preceded by a destabilization of the rims which delimited the flat part of the sheets.The experimental study was then extended to fluids featuring more complex rheological behavior e.g.by the use of a non-Newtonian shear-thinning fluid. For such a fluid, it was shown that the criticalmass flow rate associated with the transition towards the threads regime was lower than its Newtoniancounterpart of similar viscosity. It is suggested that the presence of shear-thinning properties in liquidsheets may represent a solution for "coating" applications for which stable and non-pierced curtainsin flow configurations of low mass flow rates are targeted.

No description available.