Le sujet de cette thèse est la phase d'accrétion emballée du gaz lors de la formation des planètes géantes, au moyen de simulations hydrodynamiques. Une planète de la masse de Jupiter est simulée au sein d'un disque circumstellaire autour d'une étoile de masse solaire. Grâce aux grilles emboitées du code JUPITER, le voisinage de la planète est résolu suffisamment pour étudier le disque circumplanétaire. Des simulations 3D localement isothermes révèlent que l'accrétion est un processus fondamentalement tridimensionnel, avec 90% du gaz accrété verticalement à travers le sillon ouvert par la planète, via une circulation méridienne entre les disques circumstellaire et circumplanétaire. Le taux d'accrétion est mesuré à partir de simulations sans viscosité, en accord avec les conditions qui règnent dans l'environnement planétaire. On trouve que Jupiter doublerait sa masse en un demi million d'années durant cette phase emballée, ce qui est similaire au temps de dispersion du disque, et pourrait donc expliquer la rareté des exoplanètes très massives (plus de 3 masses de Jupiter). En ajoutant les effets thermiques au code Jupiter, nous avons réalisé des simulations radiatives, avec des températures plus réalistes. Celles-ci montrent que la température de la planète influence fortement les propriétés de la matière circum-planétaire : même une planète assez massive pour ouvrir un sillon ne peut former qu'une enveloppe planétaire supportée par la pression si sa température est élevée (~13000 K), comme une planète de faible masse. Au contraire, dans les simulations où la température au voisinage de la planète est bornée à 1000-2000 K, un disque circum-planétaire se forme. / This thesis is focusing on the runaway gas accretion phase of giant planet formation with hydrodynamic simulations. A Jupiter-mass planet is simulated embedded in a circumstellar disk around a Solar-mass star. Thanks to the JUPITER-code nested meshing technique, the planet vicinity is resolved with high resolution allowing to study the circumplanetary disk formed around the giant planet. Isothermal, 3-dimensional simulations revealed that the accretion is truly 3D process, with 90% of the gas accreted from the vertical direction through the planetary gap. This vertical influx is part of a meridional circulation between the circumstellar and circumplanetary disks. The accretion rate to planet was determined from inviscid simulation, in order to account for the presumably low viscosity environment in the forming planet’s vicinity. In this inviscid limit, the mass doubling time in the runaway phase can be as long as half a million years, competing with the gas dispersal timescale, hence providing a possible solution for the missing population of massive (>3 Jupiter-mass) giant planets. Incorporating the thermal effects into the JUPITER-code, radiative simulations with more realistic temperature information were carried out as well. These simulations revealed that the planetary temperature greatly determines the properties of the circumplanetary material. Even a gap-opening giant planet could only form a circumplanetary, pressure-supported envelope, if the planet temperature is high (~13,000 Kelvin), similarly to low-mass planets. In contrary, in the simulations were the central temperatures were capped at 1000-2000 Kelvins, circumplanetary disks were formed.

La découverte d'une première planète extrasolaire transitant devant son étoile, HD209458b, a fourni de nouvelles informations sur ce type d'objets : les Pégasides. Toutefois, les modèles radiatifs statiques d'atmosphère peinent à expliquer les premières contraintes obtenues sur son rayon et sa composition (réf. Charbonneau et al. 2002). Nous avons développé un modèle radiatif pour l'atmosphère de ces Pégasides. Un cas statique a d'abord été construit. Nous avons déterminé une structure thermique moyenne pour HD209458b et sa composition atmosphérique. Nous avons entre autres confirmé le rôle de l'absorption par les alcalins dans les Pégasides. Nous avons ensuite introduit une rotation de l'atmosphère simulant un vent zonal constant avec l'altitude. Les vents zonaux engendrent des contrastes thermiques pouvant expliquer les observations de Charbonneau et al. (2002). Nous avons aussi étudié plus généralement le rôle des paramètres comme la distance planète-étoile ou la vitesse du vent.

Toutes les étoiles visibles à l'œil nu doivent leur brillance momentanée aux réactions nucléaires qui ont lieu dans leur intérieur. Ceci en fait des joyaux dans notre ciel nocturne, mais les amènera à une fin tragique, dans laquelle elles exploseront pour devenir soit des naines blanches dégénérées, des étoiles à neutrons ou des trous noirs. Une autre population, plus nombreuse, mais à peine visible, a choisi de vivre une vie morne mais tranquille et quasiment éternelle: ses individus font attention à ne pas devenir dépendant de l'hydrogène pour briller. Certains, dans leur jeunesse, consument des substances moins énergétiques telles que le deutérium et le lithium, mais épuisent rapidement leur stock. En conséquence, ils se refroidissent et se contractent progressivement, gardant intacts la plupart des éléments qui les ont formés. Ces naines brunes et planètes géantes forment une nouvelle classe d'objets astronomiques. Ils comblent un fossé entre les étoiles et les planètes de notre Système Solaire. Leur étude nous informe sur nos origines, sur la formation des étoiles et des planètes. Elle nous aide aussi à comprendre et/ou tester des théories allant de la physique à haute pression, à la dynamique atmosphérique, en passant par les effets de marées, la chimie, la formation de nuages...etc. Ce cours est focalisé sur quelques aspects physiques liés à l'étude théorique de ces objets substellaires: Je détaille leur évolution hydrostatique et sa modélisation, ce que nous savons de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, de leur structure interne, comment les nuages façonnent leur apparence et contrôlent leur refroidissement, ce que nous pouvons apprendre des observations des naines brunes et exoplanètes, et les conséquences des découvertes récentes sur notre vision de la formation planétaire.

L'interférométrie annulante permet l'étude d'exoplanètes dans l'IR (6-20 um) et la mesure de leur émission atmosphérique, reflet d'une possible activité biologique. Pour atteindre le contraste interférométrique nécessaire pour dissocier le signal planétaire du signal stellaire, les fronts d'onde issus des différents télescopes doivent se superposer parfaitement. La meilleure solution consiste à utiliser un guide d'onde monomode récupérant le flux planétaire indépendamment des aberrations optiques. Mon travail a consisté à caractériser de tels composants d'optique intégrée. J'ai mis en oeuvre pour cette étude trois méthodes : la distinction modale monochromatique par imagerie, la mesure de la plage de monomodicité par FTS et la mesure des performances de filtrage par interférométrie. Pour mener à bien ce travail, il a été nécessaire d'effectuer une analyse système de l'ensemble du banc optique, en particulier pour l'étude par interférométrie, dont les contraintes sur les vibrations, les flux lumineux ainsi que sur le positionnement des éléments optiques sont très fortes. L'étude porte sur des guides creux métalliques (HMW) et des guides diélectriques en halogénure d'argent (SH). Mon travail sur les HMW vient clore leur étude entreprise avant ma thèse. Les trois méthodes ont été utilisées pour caractériser des composants SH (guides plans et fibres optiques). Les HMW sont de bons filtres modaux mais nécessitent une fabrication très rigoureuse pour limiter les pertes en propagation. Les fibres SH nécessitent des longueurs plus conséquentes (avec des pertes linéiques plus faibles), pouvant être réduite par l'ajout de couche absorbante sur la gaine.

Avec la découverte de milliers de nouvelles planètes au cours des vingt dernières années, une nouvelle population complexe de planètes plus petites que Neptune et plus grandes que la Terre a été découverte. Ces planètes se divisent en deux groupes : les plus grandes sub-Neptunes avec des atmosphères étendues dominées par H, et les plus petites super-Terres qui ont tout au plus des atmosphères minces. Cette division peut être expliquée par une variété de mécanismes, y compris la photoévaporation, la perte de masse alimentée par le noyau, et la formation de gaz pauvres et vides : la population de petites planètes est probablement façonnée par une combinaison de ces mécanismes qui peut dépendre du type stellaire. Dans ce travail, nous décrivons la découverte de deux nouvelles planètes qui sont bien adaptées à l'étude de la nature de la population des petites planètes : Wolf 503 b et LP 791-18 d. Wolf 503 b est une planète de \(2.03^{+0.08}_{-0.07} R_{\oplus}\) orbitant autour de l'étoile brillante (\(J=8.32\) mag), proche (\(D=44.5\) pc) à mouvement propre élevé K3.5V Wolf 503 (EPIC 212779563). Nous confirmons que la signature du transit K2 est planétaire en utilisant à la fois des images d'archives et des images d'optique adaptative à haut contraste de l'observatoire Palomar. Son rayon place Wolf 503b directement entre les populations de super-Terre et de sub-Neptune, un rayon auquel les planètes sont rarement trouvées et la composition de masse attendue est ambiguë, et la luminosité de l'étoile hôte fait de Wolf 503b une cible de choix pour le suivi des vitesses radiales et la spectroscopie de transit. La deuxième planète que nous présentons est une planète de taille terrestre orbitant autour de la naine froide M6 LP 791-18. La nouvelle planète d rejoint un système bien aligné avec au moins deux autres planètes, la plus externe étant une sous-Neptune, offrant une occasion unique à ce jour d'étudier un système avec une planète de taille terrestre tempérée et une sous-Neptune qui a conservé son enveloppe gazeuse ou volatile. La découverte de LP 791-18d permet de mesurer la masse du système grâce aux variations du temps de transit, et nous trouvons une masse de \( {9.3_{-1.4}^{+1.5}\,M_\oplus}\) pour la sub-Neptune LP 791-18c et une masse de \( {0.8_{-0.4}^{+0.5}\,M_\oplus}\) pour l'exo-Terre LP 791-18d (\({<2.3 M_{\oplus}}\) à 3\( {\sigma}\)). La planète est également soumise à un fort réchauffement continu par les marées, ce qui peut entraîner une activité géologique et un dégazage volcanique. Pour l'avenir, LP 791-18d et Wolf 503b offrent des opportunités uniques d'étudier les origines et la conservation des atmosphères des petites planètes. / With the discovery of thousands of new planets in the past twenty years, a new and complex population of planets has been discovered which are smaller than Neptune and larger than the Earth. These planets are split into two groups: the larger sub-Neptunes with extended H-dominated atmospheres, and the smaller super-Earths which have at most thin atmospheres. This division can be explained by a variety of mechanisms, including photoevaporation, core-powered mass-loss, and gas-poor and gas-empty formation: the small-planet population is likely shaped by a combination of these which may depend on stellar type. In this work we describe the discovery of two new planets which are well-suited to investigating the nature of the small planet population: Wolf 503b and LP 791-18d. Wolf 503 b is a \(2.03^{+0.08}_{-0.07} R_{\oplus}\) planet orbiting the bright (\(J=8.32\) mag), nearby (\(D=44.5\) pc) high proper motion K3.5V star Wolf 503 (EPIC 212779563). We confirm that the K2 transit signature is planetary using both archival images and high-contrast adaptive optics images from the Palomar observatory. Its radius places Wolf 503 b directly between the populations of super-Earths and sub-Neptunes, a radius at which planets are rarely found and the expected bulk composition is ambiguous, and the brightness of the host star makes Wolf 503b a prime target for radial velocity follow-up and transit spectroscopy. The second planet we introduce is an Earth-sized planet orbiting the cool M6 dwarf LP 791-18. The new planet d joins a well-aligned system with at least two more planets, the outermost being a sub-Neptune, providing a to-date unique opportunity to investigate a system with a temperate Earth-sized planet and a sub-Neptune that retained its gas or volatile envelope. The discovery of LP 791-18d makes the system amenable to mass measurements via transit timing variations, and we find a mass of \( {9.3_{-1.4}^{+1.5}\,M_\oplus}\) for the sub-Neptune LP 791-18c and a mass of \( {0.8_{-0.4}^{+0.5}\,M_\oplus}\) for the exo-Earth LP 791-18d (\( {<2.3 M_{\oplus}}\) at 3\( {\sigma}\)). The planet is also subject to strong continued tidal heating, which may result in geological activity and volcanic outgassing. Looking forward, LP 791-18d and Wolf 503b offer unique opportunities to study the origins and retention of small-planet atmospheres.

La recherche des exoplanètes traverse aujourd'hui une période décisive. D'un côté, notre connaissance des planètes géantes gazeuses s'est considérablement développée, et l'objectif de la recherche est maintenant de caractériser leurs propriétés physiques et de mieux comprendre leurs mécanismes de formation et d'évolution. D'un autre côté, la précision et la stabilité des instruments ont atteint un niveau qui rend techniquement possible la détection de planètes telluriques situées dans la zone habitable de leur étoile. Cependant, les perturbations du signal dues à l'étoile elle-même constituent un obstacle important à cette avancée. Mon travail de thèse se situe à la rencontre de ces problématiques. Il a consisté d'une part en l'analyse de deux relevés de vitesses radiales visant des étoiles relativement exotiques pour la recherche d'exoplanètes: les étoiles naines de type AF massives. Ce travail a donné lieu à la première caractérisation de la population de planètes géantes autour de ces étoiles et a montré que les mécanismes de migration planétaire étaient au moins partiellement inhibés autour de ces étoiles par rapport aux étoiles de type FGKM. Dans un second temps, j'ai conduit les observations et l'analyse des premiers résultats de deux grands relevés de vitesses radiales débutés pendant ma thèse et visant à détecter des planètes géantes en orbite autour d'étoiles jeunes et proches. Ces étoiles jeunes sont les seules sources pour lesquelles une exploration complète des planètes géantes à toutes les séparations devient possible, par combinaison des techniques de vitesses radiales et de l'imagerie. Cette combinaison permettra de tester de manière unique les modèles de formation et d'évolution planétaire. Les résultats provisoires de ces relevés indiquent une absence de planètes géantes à très courte séparation (Jupiters chauds) autour de nos cibles. Un autre résultat intéressant est la découverte d'une binaire spectroscopique eccentrique au centre d'un système planétaire imagé à grande séparation. Pour compléter cette approche observationnelle et mieux évaluer la détectabilité des exoplanètes semblables à la Terre, j'ai étalonné et caractérisé un modèle entièrement paramétré de l'activité d'une étoile semblable au Soleil et de son impact sur les vitesses radiales. Je l'ai dans un premier temps étalonné en comparant ses résultats à ceux obtenus à partir d'observations des zones actives du Soleil, puis je l'ai utilisé pour caractériser l'impact de l'inclinaison de l'étoile sur le signal induit par l'activité. Ce modèle paramétré ouvre de très nombreuses possibilités, étant en effet potentiellement adaptable à des types d'étoiles et d'activité différents. Il permettrait ainsi de caractériser les perturbations en vitesses radiales attendues pour chaque cas testé, et donc à la fois de déterminer quelles étoiles et quels types d'activité sont les plus favorables pour la détection de planètes de masse terrestre dans la zone habitable. En explorant ces trois problématiques en apparence très diverses mais complémentaires, j'y ai retrouvé un motif commun, celui de l'importance des étoiles elles-mêmes et de la physique stellaire pour la recherche d'exoplanètes. / The search for exoplanets has reached a decisive moment. On the one hand, our knowledge of giant gaseous planets has significantly developed, and the aim of the research is now to characterize their physical properties and to better understand the formation and evolution processes. On the other hand, the instrumental precision and stability have reached a level that makes it technically possible to detect telluric planets in the habitable zone of their host star. However, the signal alterations induced by the star itself definitely challenge this breakthrough. My PhD stands at the crossroads of these problems. It consisted first in the analysis of two radial velocity surveys dedicated to stars somewhat exotic to exoplanet searches: the massive AF dwarf stars. This work has led to the first characterization of the giant planet population found around these stars and has showed that the planetary migration mechanisms were at least partially inhibited around these stars compared to FGKM stars. I then made the observations and the first analysis of two radial velocity surveys dedicated to the search for giant planets around young, nearby stars. Young stars are the only sources for which a full exploration of the giant planets at all separations can be reached, through the combination of radial velocities techniques and direct imaging. Such a combination will allow to test uniquely the planetary formation and evolution processes. The first results of these surveys show an absence of giant planets at very short separations (Hot Jupiters) around our targets. Another interesting result is the detection of an eccentric spectroscopic binary at the center of a planetary system imaged at a wide separation. To complete this observational approach and better estimate the detectability of Earth-like planets, I calibrated and characterized a fully parameterized model of the activity pattern of a Sun-like star and its impact on the radial velocities. I first calibrated it by comparing it to the results obtained with observations of the solar active structures, and then characterized the impact of stellar inclination on the activity-induced signal. Such a fully parameterized model is potentially adaptable to different types of stars and of activity and would thus allow to characterize the expected radial velocity jitter for each tested case, and then allow both to determine which types of stars and of activity patterns are the most favorable for detecting Earth-like planets in the habitable zone. While investigating these three seemingly different but complementary topics, I found that they shared a basic feature, namely the importance of the stars themselves and of stellar physics in exoplanet searches.

Cette thèse traite de la modélisation des marées fluides des planètes telluriques du système solaire et des systèmes exoplanétaires.En premier lieu, nous examinons la réponse de marée des couches atmosphériques, soumises au potentiel de marée gravifique et au forçage thermique de l’étoile hôte du système. Nous proposons un nouveau modèle global prenant en compte les processus dissipatifs avec un refroidissement newtonien, modèle à partir duquel nous traitons la dynamique des ondes de marées engendrées par ces forçages, et quantifions leur dissipation, le nombre de Love et le couple de marée exercé sur la couche atmosphérique en fonction de la fréquence de forçage. Ceci nous permet d'étudier l'ensemble des configurations possibles depuis les planètes au voisinage de la synchronisation telles que Vénus jusqu'aux rotateurs rapides tels que la Terre.En second lieu, nous développons une approche similaire pour les océans de planètes de type terrestre, où la friction visqueuse effective de la topographie est prise en compte, à partir de laquelle nous quantifions la réponse de marée d’un océan global potentiellement profond et sa dépendance à la fréquence d’excitation. Dans ce cadre, et ce grâce à des modèles locaux, nous caractérisons de manière détaillée les propriétés des spectres en fréquence de la dissipation engendrée par les ondes de marées au sein des couches fluides planétaires (et stellaires) en fonction des paramètres structurels et dynamiques de ces dernières (rotation, stratification, viscosité et diffusivité thermique). / This thesis deals with the modeling of fluid tides in terrestrial planets of the Solar system and exoplanetary systems.First, we examine the tidal response of atmospheric layers, submitted to the tidal gravitational potential and the thermal forcing of the host star of the system. We propose a new global model taking into account dissipative processes with a Newtonian cooling, model that we use to treat the dynamics of tidal waves generated by these forcings, and to quantify their dissipation, the Love number and the tidal torque exerted on the atmospheric layer as a function of the forcing frequency. This allows us to study possible configurations from planets close to synchronization such as Venus to rapid rotators such as the Earth.Second, we develop a similar approach for the oceans of terrestrial planets where the action of topography is taken into account thanks to an effective viscous friction. From this modeling, we quantify the tidal response of a potentially deep global ocean and its dependence of the tidal frequency. In this framework, and by using local models, we characterize in detail the properties of the frequency spectra of dissipation generated by tidal waves within fluid planetary (and stellar) layers as functions of the structural and dynamical parameters of these latters (rotation, stratification, viscosity and thermal diffusivity).

Ce manuscrit présente des travaux originaux sur la théorie de la formation des planètes.Le but fondamental est de connecter la composition chimique des planètes géantes etdes petits corps avec les processus physiques et chimiques prenant lieu dans le disqueprotoplanétaire.1. Dans le chapitre 1 j'introduis les propriétés fondamentales des disques protoplané-taires ainsi que les bases de la théorie de formation des planètes.2. Dans le chapitre 2 j'attaque le problème du rapport C/O supersolaire mesurérécemment dans WASP 12b. J'élabore un modèle qui suit la distribution et transportde l'eau et du CO gazeux et solides à travers leurs di_usion, condensation,coagulation, gaz drag et sublimation afin de quantifer la variation du rapport C/Odans le disque en fonction du temps et de la distance. Mon modèle montre que,au fur et à mesure du temps, les vapeurs vont être enlever de l'intérieur de leurlignes de glaces respectives, avec le vapeur CO enlevé beaucoup plus lentement quela vapeur d'eau. Cette effet va augmenter le rapport C/O à l'intérieur de la lignede glace de l'eau d'une valeur initiale solaire (0.55) vers une valeur au voisinagede l'unité, permettant de former des planètes géantes avec des rapports C/O _ 1,comme WASP 12b. Je fnis ce chapitre en discutant les preuves observationnellesde cette enlèvement des vapeurs à l'intérieur des lignes de glaces.3. Dans le chapitre 3 j'utilise le même modèle pour interpréter la composition chimiqued'Uranus et Neptune. Je montre comment la formation de ces deux planètessur la sur-densité de glaces prédite par mon modèle sur la ligne de glace de CO peutexpliquer pourquoi ces planètes sont à la fois riches en carbone, pauvres en azote etavec des valeurs D/H sous-cométaires.4. Dans le chapitre 4 je change de sujet vers les propriétés chimiques des météoriteschondritiques, surtout leurs rapports D/H. J'utilise un modèle de disques à 2 couches(actif et morte) avec une code d'évolution D/H pour vérifier si les profiles thermiquesnon monotone trouvés dans ces disques peuvent expliquer la large gamme des valeursD/H trouvé entre les différents familles chondritiques. Je finis ce chapitre en discutantles implications de ce modèle des disques contenant des zones mortes sur laformation de Jupiter.5. Finalement je résume nos résultats dans Conclusions & perspectives, et finis enposant des questions que j'espère voir résolus prochainement. / In this manuscript I present multiple original works on planets formation theory. Themain goal is to connect the chemical composition of giant planets and small bodies to thephysical and chemical processes taking place in the protoplanetary disk.1. In chapter 1 I introduce the fundamental properties of disks and the basics ofplanets formation theory.2. In chapter 2 I tackle the supersolar C/O and subsolar C/H ratios measured recentlyin WASP 12b. I elaborate a model that tracks water and CO vapors and icesevolution through di_usion, condensation, coagulation, gas drag and sublimation inorder to quantify the variation of the C/O ratio as a function of distance and time.My model shows that, over time, vapors will get permanently depleted inside oftheir respective snowlines with CO getting depleted much slower than water. Thiswill increase the C/O ratio inside of the water snowline from the solar value of 0.55to near unity, allowing the formation of giant planets with C/O _ 1, such as WASP12b. I end this chapter by discussing the observational proofs for the existence ofsuch vapor depletions inside the icelines3. In chapter 3 I use the same model to interpret the chemical composition of Uranusand Neptune. I show how the formation of both planets on the CO snowline's icesoverdensity predicted by this model can explain why both planets are rich in carbon,poor in nitrogen and have subcometary D/H ratios.4. In chapter 4 I shift the discussion to the chemical properties of chondritic meteorites,mainly their D/H ratios. I use a snapshot from a layered (active + dead)zones disk model with a D/H ratio evolution code to check if the non monotonicthermal pro_les in these disks can explain the wide range of D/H ratios measuredin the di_erent chondritic families. I end this chapter by discussing the implicationsof the dead zone disk models for the formation of Jupiter.5. I _nally summarize my results in Conclusions & perspectives, and _nish bypointing out several relevant open questions to be hopefully resolved soon.

L'objectif de cette thèse est d'étudier la formation de tourbillons dans la zone morte des disques protoplanétaires. Un code numérique 3D compressible a été mis au point et utilisé pour cette étude. Deux instabilités hydrodynamiques sont envisagées pour former les tourbillons: l'instabilité de Rossby et l'instabilité barocline.La première entraine la fragmentation d'une sur-densité annulaire en une chaîne de tourbillons qui se rattrapent les uns les autres et finissent par fusionner en un seul tourbillon qui reste stable sur de très longues durées lorsque son rapport d’aspect est suffisamment grand, et possède une structure quasi bidimensionnelle. En revanche, les tourbillons tridimensionnels de petits rapport d'aspect sont affectés par l’instabilité elliptique qui les détruits en quelques rotations. Seuls persistent ceux de grand rapport d'aspect.L'instabilité barocline, fondamentalement non linéaire, produit des tourbillons à partir de perturbations d'amplitude finies ; ces tourbillons sont ensuite amplifiés et fusionnent en tourbillons plus gros si le disque est stratifié de façon instable et s’il permet aussi le transfert de chaleur. Deux types de transfert thermique ont été envisagés pour étudier cette instabilité qui conduit alors à des différences significatives dans la structure des tourbillons formés. Le rapport d'aspect étant lié à la vorticité, l'amplification des tourbillons se traduit par une diminution de leur rapport d'aspect, et les rend donc sujet à l'instabilité elliptique. Cependant, ils ne sont pas détruit et gardent une structure tourbillonnaire grâce à l'amplification barocline. / The objective of this thesis is to study the formation of vortices in the dead-zone of protoplanetary disks. A 3D compressible numerical code has been performed and used for this study. Two hydrodynamical instabilities are considered for vortex formation: the Rossby wave instability and the baroclinic instability.The first one leads tp the fragmentation of an annular bump into a chain of vortices that catch one another and merge in a single vortex; this vortex remains stable on very long durations when its aspect ratio is large enough and has a quasi two-dimensional structure. In contrast, tridimensional small aspect ratios vortices are affected by the elliptical instability and are destroyed in a few rotation periods. Only vortices with large aspect ratios can survive.The baroclinic instability, a basically non-linear one, can produce vortices from small amplitude perturbations; these vortices are then amplified and merge in bigger vortices if the disk is unstably stratified and also permits heat transfer. Two types of heat transfer have been considered leading to significant differences in the structures of the resulting vortices. As aspect ratio and vorticity are strongly related, the baroclinic amplification reduces the aspect ratio and, so, make the vortex sensitive to the elliptical instability. However, such vortices are not destroyed and keep a vertical structure thanks to the baroclinic amplification.

Cette thèse est consacrée à l'analyse des données multispectrales de la caméra infrarouge NIR de la sonde Clementine. La Lune est le seul corps planétaire pour lequel on dispose à la fois d'une vérité terrain (échantillons lunaires) et de données de télédétection globales non perturbées par une atmosphère. C'est donc le cas le plus favorable pour tester et valider des méthodes de télédétection, ces méthodes pouvant ensuite être extrapolées à d'autres corps du système solaire. Les données NIR, bien que dans le domaine public depuis 1995, n'avaient jamais été exploitées auparavant du fait de problèmes majeurs d'étalonnage. La première partie de ce travail a consisté à s'affranchir des problèmes d'étalonnage, donnant ainsi accès à des observations inédites couvrant la totalité de la surface lunaire. Ces observations ont ensuite été mises à profit pour aborder les problèmes de l'identification des minéraux et de l'extrapolation de la connaissance de quelques sites à l'ensemble du satellite. Des zones riches en olivine, minéral associé au manteau lunaire et rarement détecté en surface, ont été mises en évidence dans les régions des cratères Aristarchus et Copernicus. L'analyse systématique des propriétés spectrales et chimiques d'échantillons lunaires représentatifs, couplée aux données NIR, a ensuite permis de mettre en place une méthode de cartographie quantitative de la teneur en fer des sols observés, clarifiant ainsi le lien entre information spectrale et chimique. Cette méthode permet de discriminer entre les effets de composition et les effets d'altération de la surface suite aux impacts de micrométéorites et de particules du vent solaire. L'expérience acquise dans le cas lunaire est directement transposable à l'étude d'autres surfaces rocheuses sans atmosphère (cas de Mercure et des astéroïdes), et représente un premier pas vers le cas plus difficile de Mars (présence d'une atmosphère)