L'étude des propriétés actuelles des galaxies permet à la fois de comprendre les processus physiques de leur évolution passée et le contenu de l'Univers en matière visible et noire. Les moyens d'observations actuels permettent de quantifier de façon statistique les propriétés morphologiques et cinématiques des galaxies, en fonction de leur environnement. Afin d'interpréter en détail ces propriétés observées, nous avons modélisé la formation et l'évolution passée des galaxies au moyen de simulations numériques. Les codes utilisés, en partie déjà existants et en partie développés au cours de la thèse, modélisent la dynamique gravitationnelle des étoiles et de la matière noire, l'hydrodynamique du gaz interstellaire, et la formation stellaire. Les résultats de ces simulations peuvent alors être comparés quantitativement aux observations, dans plusieurs domaines de longueurs d'ondes.<br /><br />Dans une première partie, nous étudions la morphologie des galaxies isolées. Nous montrons que la plupart des galaxies spirales possèdent une concentration centrale allongée, appelée barre, qui devrait être détruite rapidement par échange de moment angulaire avec le gaz interstellaire. La persistance des barres depuis dix milliards d'années ne peut s'expliquer que si elles ont été reformées, ce qui nécessite l'accrétion de grandes quantités de gaz diffus par les galaxies. L'étude d'autres types d'asymétries, les modes m=1, vient renforcer cette conclusion, et nous déduisons le taux caractéristique d'accrétion de gaz par les galaxies au cours des derniers milliards d'années, de plusieurs masses solaires par ans. Une importante contrainte pour les modèles cosmologiques en découle : l'Univers doit contenir suffisamment de baryons, et ceux-ci ne doivent tous former des étoiles rapidement dans l'Univers jeune, pour que les galaxies continuent à accréter quelques dizaines de pourcents de leur masse à des redshifts inférieurs à z=1.<br /><br /> Les galaxies ont donc grandi par accrétion progressive de gaz diffus, mais les collisions et fusions de galaxies ont également joué un rôle important dans leur évolution. Il est déjà établi que les fusions de galaxies de masses comparables détruisent les disques spiraux et forment des galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale. Nous montrons que même la fusion avec de petites galaxies affecte fortement les disques, et qu'un grand nombre de fusions détruisent les galaxies spirales pour en faire des galaxies lenticulaires ou elliptiques ; l'accrétion de gaz évoquée précédemment peut alors expliquer la reformation ultérieure d'un disque galactique fin. Nous avons également établi qu'une succession de fusions mineures avec des galaxies naines peut avoir les mêmes effets qu'une fusion majeure unique avec une galaxie massive, et former une elliptique. Ce nouveau mécanisme de formation amène à réviser l'interprétation des observations sur le contenu en matière noire des galaxies elliptiques, ce qui pourrait déboucher sur des contraintes importantes sur la nature même de cette matière noire.<br /><br />D'autres évènements se produisant lors des collisions de galaxies (formation d'anneaux, naissance de galaxies naines dans les débris de marée) ont été étudiés à l'aide de nos modèles numériques. Ils permettent de contraindre les propriétés de la matière noire en traçant son comportement dynamique dans les collisions de galaxies. La confrontation des modèles aux données observationnelles tend à prouver qu'une partie de la matière noire est mobilisée les débris de collisions et de marées galactiques. Bien qu'une confirmation reste à établir à l'aide d'observations à plus haute résolution, cela indique une dynamique collisionnelle et dissipative pour une partie de la matière noire, probablement sa composante baryonique, favorisant les modèles de matière noire sous forme de gaz froid.<br /><br />La comparaison statistique des observations et des modèles numériques à haute résolution a donc permis d'obtenir un certain nombre de contraintes sur les processus principaux d'évolution des galaxies et sur la matière contenue dans l'Univers. A l'avenir, les possibilités de modélisation et d'observation des galaxies de l'Univers lointain permettront de comprendre encore mieux les mécanismes d'évolution des galaxies, ainsi que la formation stellaire à grande échelle, donc l'histoire des bayons contenus dans l'Univers. Cela permettra d'établir des contraintes plus précises sur les scénarios cosmologiques de formation et d'évolution de l'Univers dans son ensemble.

Le démantèlement de produits en fin de vie s'appuie le plus souvent sur des opérations de broyage, afin de libérer les principaux matériaux les uns des autres, avant tri et recyclage de chacun d'entre eux. Le jet d'eau haute pression trouve son intérêt, dans ce cadre, pour des produits multi-matériaux intimement mélés, afin de réaliser un démantèlement sélectif permettant de séparer la matière d'enrobage, avec une granulométrie fine, de la matrice sans endommager cette dernière .Nous avons identifié deux phases principales : -L'enlèvement de matière par usinage du matériau d'enrobage -Le nettoyage de la matrice, très spécifique au produit à traiter. L'objectif du travail, présenté dans ce document, est de modéliser cet enlèvement de matière, dans le cas d'utilisation de têtes multi-jets rotatives, de façon à pouvoir prédire le débit de matière. Nous avons mené en premier lieu une approche expérimentale, afin d'étudier de façon différentielle l'action d'un jet unique sur la matière et celle de jets multiples passant à de nombreuses reprises sur la matière. Ceci a permis de mettre en place un certaines nombre d'hypothèses, relatives en particulier à l'influence du nombre de passage des jets par unité de surface, et au facteur d'amplification d'enlèvement de matière qui en découle. En intégrant, sur la largeur complète de la tête, ce nombre de passages, ce facteur d'amplification et le modèle de découpe par jet d'eau développé par Graham et Wilkins, il a été possible de mettre en place, sous forme d'un logiciel, un modèle d'enlèvement de matière permettant de calculer le débit de matière en fonction des paramètres procédé. Application aux pneumatiques en fin de vie.

LA COMPARAISON DES LUMINOSITES APPARENTES DE LOTS DE SUPERNOVAE DE TYPE IA (SNIA) PROCHES (DECALAGE SPECTRAL Z 0.1) ET LOINTAINES (Z 1) PERMET DE PRECISER LA GEOMETRIE DE L'UNIVERS A GRANDE ECHELLE ET DE MESURER LES PRINCIPAUX PARAMETRES COSMOLOGIQUES : LA CONSTANTE DE HUBBLE H 0, LA DENSITE DE MATIERE M ET LA CONSTANTE COSMOLOGIQUE . L'EXPERIENCE EROS2 CONSACRE 10% DE SON TEMPS D'OBSERVATION A LA DETECTION ET L'ETUDE DE SNIA PROCHES. AU PRINTEMPS 1999, LA COLLABORATION A PARTICIPE A UNE RECHERCHE COMMUNE, COORDONNEE PAR LE SUPERNOVA COSMOLOGY PROJECT, QUI A PERMIS DE DECOUVRIR PRES DE 50 SUPERNOVAE, DONT 20 ETAIENT DES SNIA DECOUVERTES AU PLUS TARD 10 JOURS APRES LEUR MAXIMUM DE LUMINOSITE. APRES AVOIR PRESENTE LES PRINCIPALES METHODES DE MESURE DES PARAMETRES COSMOLOGIQUES - CHANDELLES STANDARD, ETUDE DES AMAS RICHES ET ETUDE DES ANISOTROPIES DU RAYONNEMENT DE FOND COSMOLOGIQUE - NOUS DECRIVONS LA PHYSIQUE ET LES PROPRIETES OBSERVATIONNELLES DES SNIA. LA LUMINOSITE MAXIMALE DE CES OBJETS PRESENTE UNE DISPERSION FAIBLE (30%) QUI PEUT ETRE REDUITE EN UTILISANT DES CORRELATIONS AVEC D'AUTRES OBSERVABLES (TAUX DE DECROISSANCE PRINCIPALEMENT). LA SECONDE PARTIE DU MANUSCRIT EST CONSACREE A LA PRESENTATION DE L'EXPERIENCE EROS2, ET DES TECHNIQUES DE DETECTION MISES EN UVRE. NOUS DECRIVONS EN TROISIEME PARTIE L'ANALYSE DES DONNEES DE SUIVI PHOTOMETRIQUE DES SNIA DECOUVERTES AU PRINTEMPS 1999. NOUS DECRIVONS EN PARTICULIER LA CHAINE D'ANALYSE PHOTOMETRIQUE, MISE AU POINT POUR CETTE THESE AINSI QUE LE PROCESSUS D'INTERCALIBRATION DES 10 TELESCOPES DE SUIVI. ENFIN, NOUS EXPOSONS LA TECHNIQUE DE RECONSTRUCTION DE LA LUMINOSITE MAXIMALE ET DU TAUX DE DECROISSANCE DES SNIA. LES CORRELATIONS ENTRE LUMINOSITE MAXIMALE, TAUX DE DECROISSANCE ET COULEUR ONT ETE ETUDIEES. UNE VALEUR DE LA CONSTANTE DE HUBBLE : H 0 = 69 2(STAT.) 7(SYST) A ETE DETERMINEE.

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La diffusion élastique de protons sur les noyaux halo 6He et 8He a été réalisée en cinématique inverse aux énergies voisines de 700 MeV/u dans le but d'étendre les mesures de la section efficace différentielle déjà existantes à la région de haut moment transféré couvrant le premier minimum de diffraction. Pour cela, une cible d'hydrogène liquide pur a été conçue et utilisée pour la première fois, ce qui a permis, par comparaison avec les cibles classiques à base de composés C-H, d'obtenir des données de bonne qualité avec un faible niveau de bruit de fond. Les données précédentes, limitées à la région de faible moment transféré, sont sensibles notamment à la taille globale du noyau considéré et à la partie périphérique de la densité de distribution de la matière nucléaire ce qui nous a amené à nous interesser a la partie interne des noyaux halo ou plus précisément leur “coeur”. Les données obtenues et présentées dans ce travail permettent, à travers une détermination plus précise des densités de distribution, de jeter une lumière nouvelle sur cette partie et de comprendre mieux la structure du coeur a dans 6,8He. Plusieurs modèles microscopiques peuvent ainsi être testés. Les densités de distributions calculées à partir de ces modèles sont utilisées pour déduires des sections efficaces différentielles qui sont à leur tour comparées avec les données présentes.

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Le travail présenté ici se place dans le cadre de la mesure de la polarisation du rayonnement de fond cosmologique. Nous commençons par rappeler les fondements du modèle standard de la cosmologie, en insistant sur les intérêts de la polarisation du fond diffus pour la cosmologie. Nous décrivons ensuite les expériences Archeops et Planck et leurs détecteurs. L'étalonnage de l'instrument hautes fréquences de Planck nécessite un système optique pour lequel nous avons recherché une surface diffusante et un polariseur adaptés au rayonnement millimétrique. Nous avons ensuite étudié l'influence de différents paramètres instrumentaux sur la mesure de la polarisation, notamment les effets liés aux lobes. Nous montrons ainsi l'importance des constantes de temps et de la calibration relative. Enfin, nous terminons par l'analyse des données d'Archeops, et montrons la présence de nuages galactiques polarisés à 353 GHz à plus de 10%, grâce à une méthode originale d'intercalibration.

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Ce mémoire est composé de quatre chapitres. Le premier est consacré aux méthodes expérimentales, l'accent sera mis sur les problèmes liés à la sélection des événements. Je vais présenter dans le deuxième et troisième chapitre deux aspects de la multifragmentation vus par un expérimentateur. Le premier aspect concerne une étude statistique de la multifragmentation. Une comparaison des données avec le modèle SMM, permettra de dégager les problèmes liés aux hypothèses couramment faites pour étudier les transitions de phases. Une étude spécifique sur les caractéristiques des fragments primaires reconstruits sera présentée. Ceci permettra d'extraire la composante thermique emportée par les particules évaporées et l'énergie d'excitation des fragments. Malgré l'accord satisfaisant obtenu entre le calcul statistique et les observables statiques, une telle approche ne renseigne pas sur l'origine des fragments. Le deuxième aspect de ce mémoire est complémentaire du premier, il traite de la dynamique des collisions. Une comparaison des données avec des calculs de dynamique moléculaire anti-symétrisée AMD soulèvera des questions pertinentes sur les processus de multifragmentation. Au contraire des premiers chapitres, je terminerai avec une étude expérimentale sans «!à priori!» du système Xe + Sn à la plus basse énergie mesurée avec INDRA, 25 AMeV, aux alentours du seuil de la multifragmentation. Les propriétés des fragments détectés donnent des informations précieuses sur le mécanisme de leur formation. Une extension aux autres énergies et aux autres paramètres d'impact va permettre de donner une idée claire sur le mécanisme de production des fragments de masse intermédiaire.