Les algorithmes les plus récents de traitement numérique de la géométrie ou bien encore de simulation numérique de type CFD (Computational Fluid Dynamics) utilisent à présent de nouveaux types de grilles composées de polyèdres arbitraires, autrement dit des grilles fortement non-structurées. Dans le cas de simulations de type CFD, ces grilles peuvent servir de support à des champs scalaires ou vectoriels qui représentent des grandeurs physiques (par exemple : densité, porosité, perméabilité). La problématique de cette thèse concerne la définition de nouveaux outils de visualisation et de calcul sur de telles grilles. Pour la visualisation, cela pose `a la fois le problème du stockage et de l'adaptativité des algorithmes `a une géométrie et une topologie variables. Pour le calcul, cela pose le problème de la résolution de grands systèmes linéaires creux non-structurés. Pour aborder ces problèmes, l'augmentation incessante ces dernières années de la puissance de calcul parallèle des processeurs graphiques nous fournit de nouveaux outils. Toutefois, l'utilisation de ces GPU nécessite de définir de nouveaux algorithmes adaptés aux modèles de programmation parallèle qui leur sont spécifiques. Nos contributions sont les suivantes : (1) Une méthode générique de visualisation tirant partie de la puissance de calcul des GPU pour extraire des isosurfaces à partir de grandes grilles fortement nonstructurées. (2) Une méthode de classification de cellules qui permet d'accélérer l'extraction d'isosurfaces grâce à une pré-sélection des seules cellules intersectées. (3) Un algorithme d'interpolation temporelle d'isosurfaces. Celui-ci permet de visualiser de manière continue dans le temps l'évolution d'isosurfaces. (4) Un algorithme massivement parallèle de résolution de grands systèmes linéaires non-structurés creux sur le GPU. L'originalité de celui-ci concerne son adaptation à des matrices de motif arbitraire, ce qui le rend applicable `a n'importe quel système creux, dont ceux issus de maillages fortement non-structurés.

La détection récente des exoplanètes a fourni un formidable laboratoire d'expérimentation des théories de formation et d'évolution planétaire. Un résultat troublant est la proportion de planètes géantes situées plus près de leur étoile que ne l'est Mercure de notre Soleil! Si, comme il est admis, ces planètes se sont formées à plus grande distance de l'étoile dans le disque protoplanétaire, il reste à expliquer comment elles ont pu s'en rapprocher. Remarquablement, une telle théorie est apparue bien avant la découverte de la première exoplanète. Elle explique que sous l'interaction avec le disque protoplanétaire, les planètes se rapprochent de leur étoile en spiralant. On parle de migration planétaire. De nombreuses études ont montré que le temps de migration des planètes de faible masse est bien plus court que le temps de dissipation du disque. Toutes les planètes devraient avoir migré jusqu'à leur étoile! Ce qui est déjà remis en cause par notre Système Solaire. Afin d'inscrire la migration planétaire dans un scénario prédictif de formation et d'évolution planétaire, il est primordial d'affiner notre compréhension de l'interaction disque-planète. La prise en compte de l'auto-gravité du disque est un exemple de progrès en ce sens. Je montre que négliger l'auto-gravité conduit à surestimer significativement le couple différentiel de Lindblad. Une autre branche explorée dans cette thèse est l'impact des processus thermiques sur la migration. Je montre que l'évolution thermodynamique du disque génère une contribution supplémentaire au couple de corotation, capable de ralentir considérablement, voire de renverser, la migration des planètes de faible masse.

Le transfert radiatif est une théorie indispensable à l'astrophysique. Le développement d'outils numériques réalistes, plus rapides et plus précis, est d'actualité pour améliorer l'exploitation des données de nombreux instruments déjà existants et futurs. La première partie de mon travail de thèse a consisté à développer un nouveau code radiatif hors Equilibre Thermodynamique Local (hors-ETL) en géométrie 2D cartésienne pour des atomes à plusieurs niveaux d'énergie. Ce code repose sur des algorithmes de type Gauss-Seidel/Successive Over-Relaxation (SOR) combinés à des techniques multi-grille (Paletou & Léger 2007, Léger et al. 2007). La seconde partie de ma thèse a consisté à appliquer ce code à l'étude du spectre de He I des protubérances solaires. Certains de ses multiplets sont largement utilisés pour le diagnostic du champ magnétique dans ces structures. La structure fine atomique de He I est prise en compte, ce qui permet de synthétiser des raies spectrales directement comparables aux observations obtenues à haute résolution spectrale, par exemple avec THéMIS. Des effets de géométrie sont mis en évidence sur la formation de ces multiplets. Enfin les premiers calculs du spectre de He I considérant des structures filamentaires en 2D ont été effectués (Léger & Paletou 2008).

L'observation de rotateurs lents dans les régions de formation d'étoiles reste une énigme car il faut une évacuation efficace du moment cinétique due à l'accrétion sur ces étoiles, qui sont de plus en contraction. L'interaction de leur champ magnétique avec un disque est alors une solution possible à ce problème. Après avoir fait le bilan des contraintes observationnelles et théoriques, on la modélise avec un champ magnétique dipolaire et un disque incluant les effets dissipatifs. On effectue alors des simulations numériques avec le code VAC.<br />Le premier objectif de cette thèse est de ré-examiner les conditions nécessaires pour détourner l'écoulement du disque dans une colonne d'accrétion. Un nouveau critère analytique et prédictif est obtenu pour trouver la position de troncation du disque par la magnétosphère et on montre l'importance du gradient de pression thermique dans le disque. La physique des colonnes d'accrétion est expliquée en détail. On confirme les résultats numériques de Romanova et al. (2002, ApJ, 578) pour un champ magnétique faible (140G) et de faible taux d'accrétion (10^{-9} Msol par an). On ne trouve pas de vent de disque ou de vent X, et l'étoile est accélérée par l'interaction avec son disque dans le cas où on a un rotateur lent. <br />Le deuxième but est de tester la robustesse de l'accrétion magnétosphérique en variant le champ magnétique et la vitesse de rotation de l'étoile ainsi que l'importance des effets dissipatifs. Les colonnes d'accrétion sont toujours présentes avec des oscillations en présence de viscosité. Le taux d'accrétion sur l'étoile diminue quand son champ magnétique ou sa vitesse de rotation augmente, ce qui réduit l'apport de moment cinétique à sa surface. Pourtant, on ne trouve pas un état où la rotation de l'étoile est fixée à une faible valeur par la présence du disque. Un vent stellaire est une autre façon de la freiner comme on le voit dans nos simulations.

Cette thèse s'intéresse à la résolution du problème classique de décodage d'un mélange linéaire entaché d'un bruit additif gaussien. A partir d'une observation<br />bruitée: y = Hx+b, d'un signal x ∈ {±1}n mélangé linéairement par une matrice H connue, b étant un vecteur de bruit, on cherche le vecteur x minimisant la distance Euclidienne entre y et le vecteur Hx. Ce problème est réputé NP-complet. Il intervient dans un grand nombre de systèmes de télécommunications (CDMA,MIMO, MC-CDMA, etc.). Nous proposons dans cette thèse un algorithme de résolution quasi optimal de ce problème et bien adapté à une implémentation<br />matérielle.<br />Notre démarche s'appuie sur l'utilisation des méthodes classiques de recherche opérationnelle : trouver des points initiaux répartis sur l'espace des solutions<br />possibles et potentiellement proches de la solution optimale (diversification) et effectuer une recherche locale au voisinage des ces points (intensification). Dans<br />ce travail, la diversification est basée sur une approche géométrique utilisant les axes dominants de concentration du bruit (vecteurs singuliers associés aux<br />valeurs singulires minimales de la matrice H). Les performances en terme de taux d'erreur par bit de la méthode proposée sont proches de l'optimum tout en<br />gardant une complexité constante et un degré de parallélisme important (même pour des matrices H de taille très importantes, de l'ordre de 100). Nous avons<br />étendu cette méthode à la constellation MAQ-16 d'une part, et à la génération d'une décision souple d'autre part.<br />Nous avons étudié l'algorithme proposé du point de vue implémentation matérielle.<br />La sensibilité à l'utilisation de la précision finie et des normes sous optimales est décrite. Une étude de complexité de l'algorithme est présentée ainsi que les effets d'une mauvaise estimation de la matrice H.<br />L'algorithme proposé présente d'une part une nouvelle alternative pour le 11 décodage quasi optimal du mélange linéaire bruité et d'autre part un important<br />degré de parallélisme permettant une implémentation matérielle efficace et rapide.

Les grands sondages récents de l'Univers ont mis en évidence la présence de structures dans la distribution de la matière, sous forme de filaments et de vides. Pour étudier l'évolution de la distribution spatiale des galaxies, il est nécessaire de connaître leur position précise dans l'espace à trois dimensions. Cette thèse s'est déroulée dans le cadre du sondage profond VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS). Son but est de mesurer quelques 100000 redshifts pour étudier la formation et l'évolution des galaxies et des structures à grande échelle de l'Univers jusqu'à z~5. Après avoir fait un état des lieux de la connaissance que nous avons de la distribution des galaxies, puis introduis le sondage VVDS, je présente la mesure et l'évolution de la fonction de corrélation spatiale à deux points à partir des données de la première époque du VVDS, le plus large échantillon (10759 spectres) jamais acquis à I_AB=24. J'ai développé un ensemble de programmes mis à la disposition du consortium VVDS pour mesurer facilement la longueur de corrélation spatiale des galaxies dans un intervalle en redshift donné, avec ses erreurs associées, en corrigeant les effets de la stratégie d'observation du VVDS. Cet outil a permis de mesurer l'évolution de la fonction de corrélation spatiale de la population globale des galaxies jusqu'à z=2. J'ai prolongé cette étude en divisant l'échantillon de galaxies par type spectral et par couleur. Enfin, en combinant les données de GALEX avec celles du VVDS, j'ai pu mesurer l'agrégation de galaxies sélectionnées en ultraviolet jusqu'à z~1. C'est la première fois que de telles mesures sont réalisées sur une si longue plage de temps cosmique. Les résultats présentés dans cette thèse font ainsi office de nouvelles références pour les travaux futurs.

La disponibilité des images radar à ouverture synthétique ouvre la possibilité de cartographier des zones du globe difficilement accessibles, et généralement peu visibles par les systèmes satellitaires optiques du fait d'une couverture nuageuse souvent importante. C'est le cas des régions tropicales et équatoriales, régions du globe qui sont aussi très mal cartographiées. L'objectif de la thèse est de proposer un procéde de reconstruction à partir d'images radar donnant accès à des informations altimétriques des surfaces terrestres. Face au succès de deux grandes méthodes de reconstruction du relief, l'interférométrie et la radargrammetrie, nous exploitons en détails dans nos travaux une troisième méthode, la radarclinométrie. Son principal avantage est de permettre le calcul de données altimétriques à partir d'une seule et unique image SAR. Notre procédé de restitution développé comporte deux phases principales, une phase d'intégration suivie d'une phase dite corrective qui consiste en une restauration markovienne, permettant de vérifier la condition de continuité des surfaces du terrain. Les reliefs résultant de ce procédé sont ensuite largement évaluées qualitativement et quantitativement, par des moyens très divers fonction des données de référence utilisées. La dernière étape du travail porte sur la vérification de deux principales hypothèses, portant l'une sur le modèle de rétrodiffusion choisi et l'autre sur la connaissance de la radiométrie d'un sol de référence. Cette vérification donne alors lieu au développement de plusieurs méthodes d'estimation. La thèse a permis d'apporter des solutions originales pour le développement de la radarclinométrie. Elle permet d'obtenir, au prix de coûts humains et informatiques modestes, des reliefs de bonne qualité visuelle, sur des régions du globes, telles que la Guyane française, pour lesquelles les deux autres méthodes de restitution se soldent souvent par un échec.

L'accélération de particules est une thématique d'astrophysique générale qui <br />peut être étudiée dans un laboratoire naturel : les régions aurorales de la <br />Terre, et plus globalement, celles des planètes magnétisées. Ces régions sont <br />en effet le siège de nombreux processus qui donnent, entre autres, naissance <br />aux aurores boréales et australes, phénomènes spectaculaires mais dont de <br />nombreux aspects restent incompris. En particulier, de multiples mesures de <br />satellites ont montré l'existence de populations de particules énergétiques <br />précipitant vers la Terre, nécessitant le maintien d'une différence de <br />potentiel électrique élevée que la plupart des modèles proposés sont incapables <br />de reproduire. D'une manière générale, comprendre l'accélération, c'est <br />comprendre une partie du couplage dynamique entre la magnétosphère, où <br />l'énergie est libérée lors des sous-orages, et l'ionosphère où l'énergie est <br />dissipée. L'étude de cette dissipation, qui opère sur de courtes échelles <br />spatiales et temporelles, constitue le thème principal de ce travail. Dans <br />ce but, nous considérons une perturbation électromagnétique, sous forme d'onde <br />d'Alfvén, se propageant le long des lignes de champ magnétique. Son <br />interaction, en région aurorale, avec les cavités de plasma, structures <br />fortement inhomogènes, conduit à l'apparition de champs électriques parallèles <br />susceptibles d'accélérer les particules, ainsi qu'à un transfert d'énergie <br />significatif des ondes vers les électrons. Finalement, cette étude permet de <br />dégager un nouveau scénario de formation des arcs auroraux. Ce travail a été <br />mené de façon analytique avant d'être traité numériquement grâce à un code <br />particulaire.

Cette thèse porte sur le frottement et le blocage des écoulements de grains secs. Notre étude rhéologique porte sur des matériaux modèles dans des géométries de cisaillement simple, annulaire et de plan incliné, et combine expériences et des simulations numériques discrètes. Nous montrons que l'état de cisaillement d'un matériau granulaire est entièrement déterminé par la connaissance du nombre inertiel sans dimension I, traduisant le rapport des forces d'inertie sur les forces de confinement. Les faibles I correspondent au régime quasi statique et les grands I au régime dynamique. La loi de comportement se déduit alors de la variation de la compacité et du frottement effectif avec ce nombre. En cisaillement à vitesse imposée, nous observons une transition progressive entre les régimes quasi statique et dynamique. Dans ce régime intermédiaire, la loi de comportement est indépendante des caractéristiques mécaniques du matériau (faiblement ou fortement dissipatif) et reste qualitativement identique dans les diverses géométries. On observe une localisation du cisaillement dans le cas où la distribution de contrainte est hétérogène, et des intermittences de l'écoulement dans la limite quasi statique. En cisaillement à force imposée, nous montrons que la transition fluide solide (blocage) est brutale, hystérétique et présente de fortes analogies avec celle observée pour des fluides thixotropes (pâtes, mousses, etc.). Les expériences, tant en cisaillement annulaire que sur plan incliné, montrent qu'il existe une plage de taux de cisaillement qui ne peut être atteinte de façon stable (bifurcation de viscosité). Ces différentes observations nous ont conduit à mesurer par simulation l'évolution de la structure du réseau de contacts lors de l'arrêt, et à modéliser l'hysteresis de seuil et la bifurcation de viscosité en tenant compte de la force de piégeage induite par la rugosité. Nos observations montrent aussi l'intérêt de modèle de rhéologie non locale dans la descritpion du phénomène de blocage.

Dans l'ère actuelle de l'informatique la quantité d'informations à stocker a connu un essor considérable. Dans ce contexte l'évolution des mémoires a été importante, tant pour les mémoires vives que pour les enregistreurs magnétiques sur bande. Ainsi le travail proposé vise à améliorer ces deux types de dispositifs. Une première partie traite de la modélisation et de la conception d'une tête de lecture pour enregistreur sur bande magnétique. Pour cela un nouveau type de design 'yoke' a été mis en avant couplé à l'utilisation d'un matériau à magnétorésistance géante. Dans un deuxième temps, nous avons mené une réflexion sur les diverses approches pour modéliser le processus d'écriture dans le cas d'une mémoire vive magnétique à accès aléatoire (MRAM). Ceci nous a ensuite conduit à étudier le phénomène de diaphonie lorsque la densité de la mémoire augmente.