Les noyaux à halo sont une caractéristique spectaculaire et inattendue des abords de la drip-line et leur description amène les théories de la physique nucléaire à leurs limites. Le paramètre d'entrée le plus critique est l'énergie de liaison nucléaire ; une quantité qui nécessite des mesures très précises, puisque l'énergie de séparation de deux neutrons est faible à la "drip-line". De plus, de tels noyaux ont typiquement une courte durée de vie. Pour faire de telles mesures, un instrument de haute précision utilisant une méthode rapide de mesure est nécessaire. MISTRAL est un tel instrument ; c'est un spectromètre de masse à transmission situé à ISOLDE/CERN. En juillet 2003 nous avons mesuré la masse du 11Li qui est un noyau à halo à deux neutrons. La mesure effectuée améliore la précision d'un facteur 6, avec une barre d'erreur de 5 keV. De plus la mesure donne une énergie de séparation de deux neutrons 20% supérieure à la valeur précédente. Cette mesure a un impact sur le rayon du noyau ainsi que sur l'état des deux neutrons de valence. Dans le même temps, une mesure du 11Be a été effectuée avec une barre d'erreur de 4 keV en excellent accord avec les précédentes mesures. Dans le but de poursuivre le programme de mesure de MISTRAL, par la mesure de la masse du 14Be, un système de refroidissement de faisceau d'ions est actuellement en développement pour accroître la sensibilité du spectromètre. Une partie de ce travail est consacrée au développement de ce refroidisseur, constitué d'un piège de Paul rempli par un gaz tampon.

Les processus d'éjection de masse des étoiles sont un phénomène largement répandu. Les vents, les jets stellaires ou les jets extra-galactiques sont caractérisés par une forte accélération du plasma éjecté et une morphologie plus ou moins bipolaire, plus ou moins focalisée le long de l'axe de rotation de la source. Nous avons effectué différentes analyses des rôles de la pression, du champ magnétique et de la rotation du plasma dans les processus de formation et d'accélération des jets et sur leur stabilité. Les travaux exposés montrent, en particulier, le rôle essentiel du couplage magnétocentrifuge et du gradient de densité aussi bien dans la formation que dans la stabilisation des jets. L'étude des écoulements de vents de disques et de couronnes, nous a amené à étudier en détails le rôle des surfaces critiques et leur lien essentiel avec les conditions limites. Nous avons montré l'analogie des écoulements MHD avec la métrique des trous noirs : les surfaces critiques sont l'analogue des horizons. Il existe aussi des ergosphères MHD, distinctes des horizons, qui n'ont pas nécessairement le rôle prédominant qu'on leur a parfois accordé. Les modèles autosimilaires de vents de couronne nous ont permis d'établir des critères originaux sur la collimation des vents en jets et de relier la focalisation la distribution d'énergie sur la source. Par ailleurs, nous avons introduit la notion de rotateurs magnétiques efficaces et inefficaces pour distinguer entre les sources de jets confinés thermiquement et celles de jets confinés magnétiquement. L'application de ces modèles au vent solaire (données de la sonde Ulysse) et aux jets d'étoiles jeunes (jets de classes 2), nous a permis de valider les critères de collimation. Nous avons proposé un scénario pour l'évolution des jets en vents au cours de l'évolution stellaire, tout en proposant une autre origine pour la formation des jets protostellaires de classe 0. Par ailleurs, ces mêmes critères nous ont permis d'avancer une nouvelle interprétation de la classification des jets extragalactiques. Pour ces jets, une extension relativiste des modèles, sur laquelle nous travaillons, est cependant nécessaire.

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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.

La mise au point des applications paralleles et reparties offre un cadre pour des recherches dans les domaines de l'analyse statique de programmes repartis, de l'observation des execution reparties, de la detection de proprietes reparties et de l'analyse post-mortem. C'est ce dernier domaine qui nous a plus particulierement interesse lors de la conception et de la realisation de l'outil CDB pour le systeme d'exploitation reparti a micro-noyau CHORUS. CDB permet d'enregistrer puis de reproduire l'execution d'applications re'parties complexes tournant au dessus du micro-noyau CHORUS, permettant ainsi d'appliquer la methode de mise au point cyclique a des programmes distribue's non deterministes. L'utilisation de CDB est transparente a l'application re-executee (aucune instrumentation n'est necessaire.) CDB est base sur des techniques modernes comme l'interposition, les compteurs d'instructions, la diffusion causale, les horloges logiques... Nous decrivons le support specifique du micro-noyau developpe pour supporter la re-execution, les algorithmes (parfois originaux) utilises par CDB, l'interface utilisateur de CDB et ses performances.

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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.