La motivation principale de cette thèse était de pouvoir simuler numériquement les procédés de mise en œuvre des propergols, comme le mélange et le remplissage de Booster. La viscosité de ce type de fluide implique durant la phase de remplissage l'apparition d'oscillations toroïdales caractéristiques du phénomène appelé Fluid Buckling. Ce phénomène est particulièrement difficile à représenter numériquement car l'interface entre le fluide et l'air présente une surface libre dont la complexité augmente avec le temps. C'est pourquoi, c'est cet exemple qui a été choisi pour valider l'efficacité d'une méthode numérique de représentation des surfaces libres. Nous avons pour cela choisit d'implémenter dans la librairie de calcul CimLib une méthode de type Level Set. Celle-ci a pour particularité d'effectuer l'étape de convection et l'étape de réinitialisation, indispensables à ce type de résolution, simultanément. De plus, la fonction distance a été tronquée aux alentours de l'interface à l'aide d'une fonction sinus, obtenant ainsi une fonction niveau sinusoïdale auto-déterminante. La résolution est stabilisée à l'aide d'une méthode de type SUPG. L'implémentation finale de la méthode est facilitée puisque le problème est réduit à une unique équation de convection d'une fonction Level Set Locale. Après une série de tests classiques de validation de méthode de surface libre, notre méthode a donc été validée en 2 et 3 Dimensions en simulant l'apparition du Fluid Buckling. La méthode a ensuite été implémentée dans les deux logiciels de simulation et validée sur des cas tests industriels prédéfinis de remplissage et de mélange. Les défauts obtenus numériquement correspondent à ceux attendus expérimentalement. La méthode est aujourd'hui utilisée pour simuler de nombreux autres procédés et a montré sa robustesse particulièrement dans des procédés multifluides. Afin d'optimiser la visualisation des défauts d'interfaces et de diminuer les temps de calcul, on peut envisager comme suite de ces travaux de recherche l'adaptation du maillage à proximité de l'interface et du pas de temps, le tout de façon automatique.

La découverte de nombreuses planètes extrasolaires depuis 1995 est une source d'inspiration pour les modèles de formation et évolution des systèmes solaires. Une fraction de ces planètes ont un demi-grand axe inférieur à 0.1 UA; une planète qui migre à proximité de son étoile subit donc d'abord un fort vent solaire et, après son entrée dans la magnétosphère stellaire, un fort champ magnétique. Nous étudions séparemment l'interaction entre ces planètes et la composante périodique et indépendente du temps du champ magnétique dipolaire stellaire. L'interaction périodique est associée à des courants induits confinés dans la planète. Nous étudions deux effets qui pourraient augmenter le moment angulaire d'une planète gaseuse géante qui migre vers son étoile: un torque de Lorentz qui transferre du moment angulaire de la rotation de l'étoile vers l'orbite de la planète et une perte de masse induite par la dissipation ohmique dans la planète qui peut donner du moment angulaire à la planète lorsque cette masse est accrétée sur l'étoile. Nous modellisons l'interaction indépendente du temps comme un modèle d'inducteur unipolaire, dans lequel le courant induit circule dans une boucle fermée formée par la planète, le flux de tube, et le pied du flux de tube dans l'atmosphère stellaire. Nous calculons de fa con cohérente la dissipation ohmique dans la planète et le pied du flux de tube ainsi que le couple de Lorentz. Nous utilisons alors ce modèle pour expliquer l'aspect enflé de certaines planètes géantes. Finalement, nous suggérons que ce modèle permettrait également d'estimer la conductivité électrique des super-Terres qui interagissent magnétiquement avec leur étoile.

Pour cette thèse, nous avons été intéressé par les effets de la cavité magnétique et les effets de marées stellaires sur nos modèles de populations de synthèses planétaires. La cavité magnétique a été proposé comme un mécanisme important de la formation planétaire, en cela qu'elle peut stopper la migration radiale de la planète vers l'étoile (Lin et al. 1995). Dans ce travail on a modifié l'équation de diffusion pour l'évolution radiale de la densité de surface du disque de gas (1D), afin de tenir compte de l'effet du couple magnétique sur le disque (Armitage et al. 1999). D'autre part les effets de marées ont été inclus par un modèle analytique (Benitez-Llambay et al. 2011). Pour ce travail, on a utilisé le modèle de formation planétaire de Bern (Mordasini et al 2009a), auquel nous avons inclus ces deux effets. Enfin, nous avons comparé la distribution orbitale synthétique à la distribution orbitale observée par Kepler (Howard et al. 2012).Finalement, un dernier chapitre traite un sujet différent du reste de la thèse. Nous avons testé l'accrétion de pebbles (ou "pebble mechanism") dans le modèle de formation de Bern. Ce chapitre, est en fait un premier pas vers un modèle plus complet. Cependant, nous avons montré que l'implémentation numérique fonctionne bien. / In this thesis, we have been interested on the effects of the magnetic cavity and the stellar tides in synthetic planet population. The magnetic cavity is thought be important at the formation phase since it can truncates the gaseous disk and potentially stops the inward migration of planets (Lin et al. 1995). In this work we modified the standard radial viscous equation in order to take into account the effect of the magnetic torque on the gaseous disk (Armitage et al. 1999). Moreover, the stellar tides have been included in an analytical way as in (Bénitez-Llambay et al. 2011). For this work, we used the planetary model of Bern (Mordasini et al. 2012) at which we included both effects. The end of the thesis compare the synthetic orbital distribution with the orbital distribution observed by Kepler (Howard et al. 2012).Finally, a last chapter treats a topic different than the rest of the thesis. We tested the so called pebble mechanism (Ormel&Klahr2010) in the planetary formation model of Bern. So far, this chapter is a first step to a more complete model. However, we show that the numerical implementation is working well.

Les disques de gaz et de poussières entourant les étoiles jeunes sont d'une importance capitale pour notre compréhension de la formation planétaire. Les observations de ces disques permettent d'avoir un niveau de détails sans précédent sur ces derniers et apportent des contraintes toujours plus fortes sur leur structure et sur les modèles de formation planétaire. Les parties de ces disques les plus proches de l'étoile sont néanmois encore assez mal connues; en effet, pour pouvoir résoudre ces parties internes pour les étoiles jeunes les plus proches de la Terre, un télescope de 100 mètres de diamètre serait nécessaire, ce qui est technologiquement et financièrement impossible actuellement. L'interférométrie permet de contourner ce problème en combinant la lumière de paires de télescopes, permettant ainsi un plus grand pouvoir de résolution. Ma thèse à portée sur l'observation et l'étude des parties internes des disques circumstellaire d'étoiles de type T Tauri. Une étude statistique sur l'environnement de ces étoiles y est présentée, ainsi que leur modélisation par un modèle prenant en compte les mécanisme d'émission et de diffusion de la lumiere par la poussière. La modélisation de disque circumstellaires par un code de transfert radiatif et en combinant des données interférométriques, photométriques et spectroscopiques est aussi abordée. / Observing gas and dusty disks around young stars are of utmost importance for our knowledge about planetary formation. Observations of these disks bring unprecedented details about their structure and composition, and provide stronger and stronger constrains on planetary formation models. However, the inner parts of these disk are still barely known. indeed, a 100 m diameter telescope would be required in order to resolve these inner region, for the closest young stars; nowaday, the construction of such telescope is impossible technologically and financially. By combining the light of pairs of telescopes, the interferometry technique is able to reach the sufficient resolving power, and permits us to observe the inner parts of circumstellar disks. My thesis has been focused on the observation and study of the inner part of TTauri's circumstellar disks. I present in this manuscript a statistical study on the environment around these stars, along with its modeling by taking into account thermal emission and light scattering of the disk. Finally, I present a more complete modelling for some of these stars, done by constraining spectroscopic, interferometric and photometric datasets with a radiative transfer code.

L'utilisation des vis à rouleaux satellites au cœur d'actionneurs électromécaniques destinées aux commandes de vol nécessite une connaissance la plus précise possible de leur durée de vie suivant le profil de mission. Le calcul de durée de vie d’une vis à rouleaux dans les conditions aéronautiques nécessite des investigations à la fois en résistance (mécanique des contacts) et en fatigue. En résistance, il faut être en mesure de déterminer la répartition de charge dans le système, calculer les pressions de contact et les contraintes en sous-couche pour une charge donnée. En fatigue de contact, il faut, pour un spectre de charges, construire le trajet de chargement tout en prenant en compte le caractère multiaxial des états de contraintes. Moyennant des hypothèses simplificatrices pertinentes, l’étude en résistance de la vis peut être ramenée à celui d’un assemblage mécanique en mouvement stationnaire et à un secteur représentatif. Une analyse tridimensionnelle par éléments finis (EF 3D) nous a permis de cerner le comportement de la vis à rouleaux en statique. Les résultats issus de cette analyse sont ensuite confrontés à des tests de rigidité et ont montré la solidité de notre étude. Enfin, en se servant de ce modèle numérique comme référence, nous avons alors développé un outil de prédimensionnement basé sur le couplage de trois modules qui représentent des modèles semi-analytiques, robustes et ultra-rapides, pour réaliser des calculs en résistance et en fatigue. Le premier modèle est construit sur la base de modèles d’éléments finis filaires (EF 1D). Il sert à déterminer la répartition de charge (statique) dans le système pour n’importe quelle configuration géométrique ou de fonctionnement et pour toute charge axiale. Il permet ainsi de suivre la vis dans son déplacement axial et d’identifier les filets critiques pour chacun des composants de la structure. Le second modèle calcule les pressions de contact et les états de contraintes multiaxiaux, grâce aux méthodes combinées du gradient conjugué (CGM) et de la transformée rapide de Fourier (FFT). Le troisième module procède à une analyse en fatigue suivant trois critères : Crossland, Dang Van et Papadopoulos / The use of satellite roller screws in the core of electromechanical actuators for flight control requires knowledge as accurate as possible in their lifetime according to the mission profile. The calculation of life of a roller screw in aeronautical conditions requires investigations in both resistance (mechanical contacts) and fatigue. In resistance, we must be able to calculate to determine the load distribution in the system, calculate the contact pressures and the in-depth stresses for a given load. In contact fatigue, it is necessary to build for any spectrum loading the loading path taking into account the aspect of the multiaxial stresses. Owing to relevant assumptions, the study in resistance of the screw can be reduced to that of a sectorial mechanical assembly with stationary moving. A three-dimensional analysis based on the three-dimensional Finite Element (FEM 3D) allowed us to identify the behavior of the roller screw in static. The results of this analysis are then compared to stiffness tests and show the pertinence of our study as they were in good agreement. Finally, using this numerical model as a reference, we then developed a preliminary design tool based on the coupling of three modules that represent semi-analytical models, robust and ultra-fast, to perform the calculations in resistance and fatigue. The first model is based on finite element models wired (EF 1D) determines the distribution of load (static) in the system for any geometric configuration and operation and for any axial load. It thus makes it possible to follow the screw in its axial movement and to identify the critical nets for each component of the structure. The second model calculates the contact pressures and multiaxial stresses states, thanks to the combined conjugated gradient method (CGM) and the Fast Fourier Transform (FFT). The third module performs a fatigue analysis according to three criteria: Crossland, Dang Van and Papadopoulos

Dans le cadre du programme ExoMars, l’ESA va déployer un rover sur Mars dont la mission sera de réaliser des prélèvements d’échantillons par forage souterrain et les analyser à l’aide des instruments scientifiques embarqués. Pour atteindre en toute sécurité les différents points d’intérêt où seront effectués ces prélèvements, le rover devra être capable de parcourir plus de 70 mètres par sol (jour martien) tout en respectant les limitations des communications interplanétaires. Les performances des algorithmes de navigation autonome embarqués impacteront directement la réussite scientifique de cette mission. Le premier objectif de cette thèse est d’améliorer les performances de l’architecture de planification de chemin local itératif proposée par le CNES. Tout d’abord, l’utilisation d’un planificateur incrémental de chemin local ”Fringe Retrieving A∗” permettant de réduire la charge de calcul est proposée. Il est complété par l’introduction de tas binaires dans les structures de gestion de la liste de priorité du planificateur de chemin.Ensuite, les manœuvres de rotation sur place pendant l’exécution des trajectoires sont réduites à l’aide d’un planificateur de chemins non-holonomes. Ce planificateur utilise un ensemble de chemins pré-calculés en tenant compte des capacités de braquage du rover. Le second axe de recherche concerne la planification de chemin global d’un rover d’exploration planétaire. Dans un premier temps, la contrainte de mémoire embarquée est détendue et une étude statistique évalue la pertinence d’un planificateur de chemin de type D∗ lite. Dans un deuxième temps, une nouvelle représentation multi-résolution de la carte de navigation est proposée pour stocker de plus grandes zones explorées par le rover sans augmenter l’utilisation de la mémoire embarquée. Cette représentation est utilisée par la suite par un planificateur de chemin global qui réduit automatiquement la charge de calcul en adaptant le sens de recherche en fonction de la forme et de la distribution des obstacles dans l’espace de navigation. / ESA’s ExoMars mission will deploy a 300kg class rover on Mars, which will serveas a mobile platform for the onboard scientific instruments to reach safely desired locations where subsurface drilling and scientific measurements are scheduled. Due to the limited inter-planetary communication constraints, full autonomous on board navigation capabilities are crucial as the rover has to drive over 70 meters per sol(Martian day) to reach designated scientific sites. The core of the navigation softwareto be deployed on the ExoMars rover uses as baseline the autonomous navigation architecture developed by CNES during the last 20 years. Such algorithms are designed to meet the mission-specific constraints imposed by the available spatial technology such as energy consumption, memory, computation power and time costs.The first objective of this thesis is to improve the performance of the successive localpath planning architecture proposed by CNES. First, the use of an increment allocal path planner, Fringe Retrieving A∗, is proposed to reduce the path planning computation load. This is complemented by the introduction of binary heaps in the management structures of the path planner. In-place-turn maneuvers during trajectory execution are further reduced by using a state lattice path planner which encodes the steering capabilities of the rover.The second research direction concerns global path planning capabilities for roboticplanetary exploration. First the onboard memory constraints are relaxed and a studyevaluating the use of a global D∗ lite path planner is performed. Second, a novel multi-resolution representation of the navigation map which covers larger areas atno memory cost increase is proposed. It is further used by a global path planner which automatically reduces the computational load by selecting its search direction based on obstacle shapes and distribution in the navigation space.

Le rôle des tourbillons anticycloniques dans l'évolution des disques protoplanétaires et, en particulier, dans les mécanismes de formation des planétésimaux, est au coeur des défis actuels de l'astrophysique moderne. C'est pourquoi une étude approfondie de leur structure et de leur dynamique est primordiale.Grâce à un outil numérique spécifiquement développé pour l'étude des disques, nous avons revisité l'Instabilité en Ondes de Rossby dans le régime non linéaire, et découvert l'existence d'une cascade des modes de perturbation qui permet de mieux comprendre la formation des tourbillons par cette instabilité.Leur structure à été décrite par un modèle gaussien innovant, remarquablement en accord avec les résultats numériques. Grâce à un échantillon de près de 300 tourbillons, nous avons borné le domaine des dimensions radiales, azimutales et de la vorticité. Deux familles de tourbillons possibles ont été distinguées : (i) les tourbillons incompressibles, stables et quasi-stationnaires; (ii) les tourbillons compressibles, très mobiles et associés à l'émission d'ondes de densité. Leur persistance sur plus de 1000 rotations confirme l'observabilité de tous ces tourbillons. Enfin, nous avons caractérisé leur migration vers l'étoile en fonction de leur géométrie, du gradient de pression et de l'échelle de hauteur du disque. Pour la première fois, une expression analytique permet d'estimer le taux de migration en fonction de ces paramètres; l'échelle de temps pour tomber sur étoile peut aller de 10^6 à 100 rotations. Suivant un modèle de viscosité alpha, la perte de moment cinétique pourrait être suffisante pour maintenir un taux d'accrétion significatif dans la zone morte. / The role of anticyclonic vortices in the protoplanetary disk evolution and in how do planetesimals form are among the most important chalenges of the modern astrophysics. That is why an exhaustive study of the structure and the evolution of these vortices is necessary.Thanks to a numerical code specificly designed for the study of these disks, we have revisited the Rossby Wave Instability in the nonlinear regime, and have discovered that a cascade of the perturbation modes can explain the formation of the vortices created by this instability.We have described the structure of these Rossby vortices with a new gaussian vortex model, which accurately fits the numerical results. A sample of 300 different vortices led us to define the bondaries of the radial and azimuthal extent as well as the vorticity of the vortices. We have distinguished two main families : (i) the incompressible family, which is stable and quasi stationnary ; (ii) the compressible family, moving and exciting density waves. We found them surviving more than 1000 orbits, a clear confirmation of their observability.Finaly, we have caracterized the inward migration of the vortices as a fonction of their shape, their vorticity, but also of the pressure gradient and the scale height of the disk. For the first time, we exhibit a equation relating the migration rate to these parameters. The time scale of the migration ranges from 10^6 to just 100 rotations of the disk. Extremely steep pressure gradients are needed to reverse the migration to an outward regime. Following the alpha viscosity approch, the loss of kinetic momentum due to this migration would be sufficient to sustain the accretion in the dead zone.

Ce travail de thèse est consacré à la caractérisation physique de la surface de Mars et à l'étude des facteurs dynamiques la modifiant. Deux aspects sont étudiés. Le premier concerne les propriétés thermo-physiques qui sont un moyen de contraindre les actions que les forces érosives et sédimentaires cumulées sur les temps géologiques ont joué à la surface de Mars. Le second est l'hydratation de la surface de Mars qui est une donnée importante du système climatique martien en tant que réservoir d'eau.Afin de caractériser ces deux propriétés physiques de la surface de Mars, nous avons combiné l'approche orbitale permettant une couverture globale, l'approche in situ qui fournit une interprétation locale robuste et l'utilisation d'outils de simulation des processus physiques. Les données des instruments OMEGA, un spectro-imageur à bord de Mars Express en orbite autour de Mars depuis 2004, et le capteur de température de surface de l'instrument REMS, embarqué à bord de Curiosity et en opération dans le cratère Gale depuis 2012 ont été analysées en détail. Les mesures de température de surface de ces deux instruments ont été inversées pour caractériser les propriétés thermo-physiques de la surface au moyen d'un modèle climatique. Nous présentons la première carte globale de l'inertie thermique de la surface de Mars calculées à partir des données OMEGA et nous mettons en évidence de manière inédite des comportements thermiques spécifiques d'assemblages hétérogènes à la surface de Mars ou de processus physiques négligés.Les informations relatives à l'hydratation de la surface ont pu être extraites des données OMEGA grâce à la prise en compte de mesures en laboratoire et ont été interprétées de concert avec les résultats de plusieurs missions autour ou à la surface de Mars et des simulations climatiques du cycle de l'eau afin de reconstruire l'histoire de cette hydratation. Nous trouvons que l'hydratation est stable tout au long de l'année martienne et qu'elle augmente avec la latitude de manière asymétrique entre les deux hémisphères. La distribution spatiale de l'hydratation coincide avec les zones en contact régulier avec des dépôts de givre, qui apparaît ainsi être à l'origine du processus responsable de l'implémentation de l'eau dans le régolite martien. / This thesis work is devoted to the physical characterization of the Martian surface and to the study of dynamic processes modifying it. Two aspects are addressed. The first concerns the thermo-physical properties which are a mean to putting constraints on to the erosive and sedimentary actions summed over the geologic history. The second is the hydration of the Martian surface which plays, as a planetary reservoir of water, an important role on the Martian climate.In order to characterize these two physical parameters of the Martian surface, we have combined the orbital view which allows a global coverage with in situ measurements, which provides a robust local interpretation, and we have used tools allowing numerical simulations of physical processes. Data from OMEGA, an imaging spectrometer onboard Mars Express orbiting Mars since 2004, and from the ground temperature sensor of the REMS instrument onboard Curiosity have been analyzed in details. Surface temperature measurements from these two instruments have been inverted using a climate model for characterizing the thermo-physical properties of the Martian surface. We present the first global map of the Martian surface thermal inertia constructed from OMEGA data and we directly highlight for the first time some thermal behavior caused by heterogeneous mixtures or neglected physical processes at the surface of Mars.Information regarding the hydration of the Martian surface have been extracted from OMEGA data using a large set of laboratory experiments. This information has been interpreted together with scientific results from multiple mission orbiting or at the surface of Mars and with numerical simulations of the Martian water cycle in order to reconstruct the history of this hydration. We find that the hydration remains stable throughout the whole Martian year and that it increases with latitude with an asymetry between the two hemispheres. The spatial distribution of the hydration fits areas that are in regular contact with water frost, which therefore seems to be involved in the process of water implementation in the Martian regolith.

Ce travail de thèse porte sur l'amélioration du forçage atmosphérique utilisé pour réaliser des simulations numériques inter-annuelles globales de l'état physique de l'océan durant les 5 dernières décennies. Après une étude détaillant et comparant le comportement<br />de diverses paramétrisations utilisées pour estimer les flux de surface servant de conditions limites, le modèle de circulation générale de l'océan et des glaces de mer NEMO est utilisé sur sa configuration à 2° de résolution pour valider des jeux de données atmosphériques spécialement destinés au forçage des modèles haute résolution du projet DRAKKAR. Ces jeux de données combinent, sur une période allant de 1958 à 2004, des champs atmosphériques de surface corrigés issus de ERA-40, une recalibration des radiations satellitaires de L'ISCCP ainsi que des précipitations incorporant différents produits globaux. Divers diagnostics confirment que ces nouveaux forçages mènent à une meilleure simulation de certaines caractéristiques clefs de la circulation océanique globale.

Les chondrites à enstatite partagent un réservoir commun de l'isotope de l'oxygène avec la Terre et la Lune. Cette caractéristique soulève la question d'une possible participation de ce type de météorites à la construction de la Terre. Egalement, l'étude des chondrites à enstatite permet d'apporter de nouvelles contraintes pour comprendre plus en détail l'histoire de la différenciation de petits corps planétaires soumis à des conditions réductrices. La première étude expérimentale systématique à haute pression et haute température d'une chondrite à enstatite a ainsi été mise en oeuvre, entre 1 et 25 GPa, et entre 1200°C et 2500°C, couvrant ainsi les conditions de pression et de température du manteau supérieur terrestre. La météorite qui a été choisie pour cette étude s'appelle Indarch. Il s'agit d'une chondrite à enstatite de type EH4. A 1 GPa, l'effet de la fO2 sur les relations de phases de la météorite, ainsi que sur les coefficients de partage entre métal et silicate liquide des éléments S, Si, Cr, Mn, Ni, et Mo est étudié spécifiquement. Les phases silicatées et métalliques subissent de grands changements lorsque la fO2 varie de IW-1.5 à IW-4.5. Des monosulfures contenant les éléments (Fe, Mg, Mn, Ca, Cr) sont présents aux fO2 les plus réduites. La phase métallique de nos échantillons est toujours liquide et comprend deux phases immiscibles riches en fer : l'une pauvre en S et riche en C, et l'autre riche en S et pauvre en C. La phase riche en C est également riche en Si aux fO2 les plus réduites. Les relations de phases d'Indarch ont été déterminées entre 3 et 25 GPa, et entre 1500°C et 2500°C, nous permettant de proposer le premier diagramme de phases en pression et température pour une chondrite à enstatite. La phase métallique est toujours liquide et il s'agit d'un alliage Fe-Ni-S à ces plus hautes pressions. La formation d'un noyau planétaire à basse pression (0 à 5 GPa) sous des conditions très réductrices ne peut expliquer les appauvrissements observés de S dans les manteaux silicatés alors que plusieurs wt% de Si pourront être piégés dans le noyau. En revanche, à plus haute pression, l'incorporation de S dans le noyau sera facilitée sous des conditions plus oxydantes. Finalement, notre étude permet de proposer un modèle d'évolution d'un matériau chondritique en cours d'accrétion sous des conditions rédox variables