De nombreux projets visant à réduire l’impact environnemental global des avions sont lancés au niveau européen. L’un des moteurs étudié pour les avions moyens et longs courriers est le moteur Ultra High Bypass Ratio (UHBR) : un moteur simple corps, double flux, à flux externe fortement augmenté. Le moteur UHBR doit être équipé d’un réducteur épicycloïdal, qui est un composant jamais utilisé dans un turboréacteur jusqu’à présent. L’optimisation d’un réducteur épicycloïdal a conduit à l’utilisation de paliers hydrodynamiques pour supporter les pignons satellites du porte-satellites.Pour une telle application, le palier hydrodynamique subit une déformation très élevée due aux charges de l’engrènement sur le pignon satellite et à l’effet centrifuge engendré par la rotation du porte-satellites. La géométrie optimisée des composants du palier varie avec le comportement thermique et mécanique des pièces, nécessitant la prise en compte d’une modélisation thermoélastohydrodynamique (TEHD).Afin de modéliser précisément ces phénomènes, un modèle conservatif dans la zone inactive en régime TEHD a été développé et validé à l’aide des résultats d’essais de la littérature et des bancs d’essais de Safran Transmission Systems. Les résultats obtenus montrent un double champ de pression dans le palier hydrodynamique du réducteur épicycloïdal, engendré par la forte déformation élastique du pignon agissant ainsi de façon significative sur le comportement dynamique du palier. De plus, l’influence de l’effet centrifuge sur l’huile dans le palier a été également examinée. / Several projects aimed at reducing the overall environmental impact of aircrafts are launched at European level. One of the engines studied for medium and long-haul aircraft is the Ultra High Bypass Ratio (UHBR) engine: a single-body, dual-flow gas turbine, with a greatly increased external flow rate. The UHBR engine must be equipped with an epicyclic reduction gearbox, which is a component never used before in a turbofan engine. The optimization of an epicyclic gearbox has resulted to the use of hydrodynamic bearings for supporting the satellite gears on the planet carrier.The hydrodynamic bearing of such application undergoes high deformations due to the gear contact loads on the satellite gear and to the centrifugal effect generated by the rotation of the planet carrier. The optimized geometry of the bearing components is influenced by the thermal and mechanical behavior of the bearing components, which requires a thermoelastohydrodynamic (TEHD) modeling taking into account the real film thickness under operation.In order to precisely simulate these phenomena, a conservative modeling in the inactive zone, under a TEHD regime has been developed and validated by comparing the predictions to the test results of the literature and of the test benches of Safran Transmission Systems. The results obtained show a double pressure field in the hydrodynamic bearing of the epicyclic reduction gearbox, due to the strongly deformed film thickness, which greatly affect the dynamic behavior of the bearing. In addition, the influence of the centrifugal force on the oil pressure in the oil film was also examined.

L"étude de la transition entre les disques proto-planétaires riches en gaz et les disques de débris, dans lesquels le gaz a disparu au bout de quelques millions d'année, est essentielle pour contraindre les mécanismes de formation planétaire. De plus en plus de disques de débris riches en gaz sont détectés. Certains de ces disques possèdent même des caractéristiques qui laissent présumer que le gaz y est d'origine primordiale à la différence de la poussière. C'est à ces diques hybrides que je m'intéresse tout particulièrement dans cette thèse. Grâce aux interféromètres ALMA et NOEMA, j'ai pu observer en détails le disque de débris autour de l'étoile HD 141569, de type spectral A0V, âgée d'une dizaine de millions d'années. Mes observations révèlent un disque de gaz d'origine primordiale en cours de dissipation, ce qui fait de ce disque un système hybride. La poussière millimétrique y a aussi évolué, puisque son émission est faible et possède un indice spectral caractéristique de grains qui ont grossi. Afin de détecter de nouveaux disques hybrides, j'ai observé le gaz CO dans 25 disques de débris avec APEX et de 30 m de l'IRAM. Autour de HD 23642, le gaz semble être détecté à 4 sigma et pourrait correspondre à un disque singulier, puisqu'il entoure une binaire de l'amas Pléiades, dont l'âge est estimé à 125-130 millions d'années. Pour différents stades d'évolution des disques, l'émission du gaz et de la poussière est corrélée sauf pour les disques hybrides dont le rapport de flux est plus élevé, peut-être à cause une évolution rapide de la poussière. Il reste à savoir si cette phase est généralisable à tous les disques pour comprendre les imolications de ce phénomène. / The study of the transition between proto-planetary gas-rich disks and debris disks, where gas has disappeared in a few millions years, is crucial to constrain the planet formation mechanisms. More ans more gas-rich debris disks are detected. I have studied some of those disks where observations suggest that gas is still primordial. Thanks to radio interferometers suche as ALMA and NOEMA, i have observed in details the debris disk around the ten millions year okd HD 141569 star, of spectral type A0V. My observations reveal the gas disk is primordial and is dissipating, which makes the disk a hybrid system. The milimeter dust has also evolved, since its emission is weak and has e spectral index beta typical of large grains. To detect more hybrid disks, i have observed th CO gas in 25 disks with APEX and the IRAM 30 m. Around HD 23642, CO emission is detected at 4 sigma and coukd correspond to a peculiar disk, since it surrounds binary stars in the Pleiades cluster, which age is estimate around 125-130 millions years. The emission of the gas and dust is correlated for all types of disks but hybrids, where the high flux ratio might be due to a rapid dust evolution. It remains to know whether this phase is common to all disks to understand the implications of this phenomenon.

Cette thèse porte sur l'instabilité elliptique des écoulements en rotation. Deux exemples d'application ont été envisagés : l'écoulement dans un sillage d'avion et la dynamique du noyau liquide de certaines planètes. Dans le sillage lointain d'un avion, l'écoulement consiste en deux tourbillons contra-rotatifs. Chaque tourbillon induit un champ de contrainte qui déforme l'autre tourbillon et entraîne sa déstabilisation. Les caractéristiques de cette instabilité sont analysées d'un point de vue théorique et numérique pour différents profils de tourbillon quand un jet axial est présent dans leur cœur. Le deuxième exemple porte sur la stabilité d'écoulement en rotation dans une sphère déformée en ellipsoïde. La déformation elliptique modélise un effet de marée sur le noyau liquide d'une planète. Les propriétés de stabilité de l'écoulement ont été obtenues par méthodes expérimentale et théorique. Un bon accord a été mis en évidence.

Les météorites sont des témoins de planétésimaux formés dans les cinq premiers millions d'années du système solaire. Leur grande diversité est liée à des évolutions thermiques différentes de leur corps parent, allant d'un simple métamorphisme à une différenciation complète manteau-noyau. Cette thèse s'intéresse à la mobilité relative silicate-métal dans les objets ayant connu un métamorphisme thermique ou la fusion partielle. Deux approches sont considérées : une naturaliste basée sur l'étude texturale d'échantillons naturels, l'autre expérimentale dans le but d'identifier et comprendre les processus physiques susceptibles de s'être produits. L'étude texturale sur les métaux et sulfures des chondrites ordinaires de type H, montre que, lorsque le métamorphisme augmente ces deux phases se séparent, changent de forme et croissent. Cette évolution se fait dans un ordre bien précis, cohérent avec les données de géochimie et les modèles thermiques, permettant de distinguer deux échantillons d'un même type pétrologique. On propose donc une nouvelle classification permettant de préciser l'actuelle. L'étude expérimentale de croissance cristalline a été menée sur des analogues synthétiques de météorites : le système forstérite+nickel±silicate fondu (Fo:Ni±SiF). Cette étude a été précédée par la mise en place d'un protocole de frittage par une technique peu connue en géosciences : le Spark Plasma Sintering. Les résultats montrent des mécanismes très différents entre Fo et Ni selon la proportion et la nature de chaque phase. Ces résultats sont en accord avec les observations faites sur objets naturels et permettent de préciser l'histoire thermique des planétésimaux.

La spectrométrie gamma et neutronique forme un puissant outil de caractérisation géologique et géochimique des surfaces planétaires. Cette méthode permet d'aborder des questions capitales en planétologie: composition de la croûte, du manteau; glaces; volcanisme; processus d'altération... La majorité des neutrons et des photons gamma résultent de l'interaction du rayonnement cosmique avec la matière. Le premier chapitre présente la physique de ces interactions nucléaires dans les sols planétaires et dans les détecteurs. Nos travaux visent à optimiser les observations en précisant les performances instrumentales, et en isolant les relations entre la composition du sol et les flux de neutrons. Des simulations numériques utilisant le code GEANT du CERN supportent notre analyse. Le deuxième chapitre évalue les performances du spectromètre gamma à base de germanium pour MARS SURVEYOR 2001. Le résultat des simulations est confronté aux mesures de calibration; puis les performances sont calculées en configuration de vol. Le bruit de fond près de Mars est évalué à ~160 c/s. L'instrument offre une bonne sensibilité à: Fe, Mg, K, Si, Th, Cl et O. Il sera possible aussi de mesurer U, Ti, H, C, S, Ca et Al. Les lobes d'émission à la surface sont aussi calculés. Ces mesures permettront une meilleure compréhension de la surface martienne. Le dernier chapitre traite de l'émission des neutrons rapides lunaires [500 keV; 10 MeV]. La forte influence de l'oxygène est mise en évidence. Comme l'a observé LUNAR PROSPECTOR, le flux intégré montre une dépendance marquée avec la teneur du régolite en fer et en titane, permettant la cartographie. L'influence des autres éléments chimiques est quantifiée. Une formule mathématique simple est proposée pour estimer le flux intégré de neutrons suivant la composition du sol. Enfin, une étude des effets de l'hydrogène sur le flux de neutrons rapides est menée; nous examinons les possibilités de quantifier son abondance dans le sol par cette méthode.

Cette thèse a été développée au sein du Projet Heliosat de l'Ecole Nationale Supérieure des Mines de Paris, avec pour objectifs : (i) la réalisation d'un système d'estimation du rayonnement solaire au sol à l'aide de données en provenance des satellites géostationnaires ; (ii) la production en routine de cartes du rayonnement solaire sur une maille très fine au sol ; (iii) l'amélioration du système en fonction des résultats et des progrès scientifiques. Nous avons amélioré le modèle original de Cano (1982) et complété sur la base des études théoriques suivantes : (i) la mise au point d'un modèle de calcul du rayonnement solaire journalier en moyenne mensuelle ; (ii) l'utilisation du système pour n'importe quelle localisation géographique située dans le champ de vision du capteur du satellite considéré ; (iii) l'étude des relations existant entre l'indice d'ennuagement et le coefficient de transmission globale de l'atmosphère ; (iv) la détermination des rayonnements solaires diffus et direct basée sur la seule connaissance de données satellitaires. Cette méthode a été testée sur 30 mois de données satellitaires (12 mois de 1983, 11 mois de 1984 et les 7 premiers mois de 1985), les erreurs de reconstitution des rayonnements solaires global et diffus en horaire instantané étant respectivement de 70 Wh/m2 et de 99 Wh/m2. Le rayonnement solaire global journalier mensuel est obtenu à 10 % près de la valeur mesurée au sol. Enfin nous avons mis en place un système opérationnel à base de micro-ordinateur couplé à une station de réception satellitaire et qui utilise la méthode développée pour fournir automatiquement une cartographie du rayonnement solaire au sol, ainsi que de l'albédo planétaire et de l'indice d'ennuagement.

Nous avons mis en oeuvre une méthode statistique déjà existante (Cano, 1982) d'évaluation du rayonnement global à 1' aide des mesures du satellite Météosat. Cette méthode a été testée sur environ 1800 données : 11 mois de l'année 1983, 11 mois de l'année 1984 et 7 mois de l'année 1985. Les grands points de cette méthode statistique sont les suivants : 1) la construction d'une carte d'albédo planétaire par ciel clair d'après une série temporelle d'images sous conditions ciel clair, 2) l'évaluation d'un indice d'ennuagement, n, représentant le pourcentage du pixel recouvert par les nuages, par comparaison avec la carte d'albédo planétaire (albédo référence), 3) l'évaluation de la relation statistique entre la transmittance atmosphérique horaire (K), définie comme le rapport entre le rayonnement global et le rayonnement hors atmosphère (G0h), et n (l'indice d'ennuagement). Cette relation est du type : K = -a n + b ou Gh / G0h = -a n + b, où a et b > 0. Les coefficients de régression de cette relation ont été établis à partir des données du réseau de la Météorologie Nationale (Gh) et des données quotidiennes du canal visible de Météosat (n). En conclusion, nous pouvons dire que cette méthode est satisfaisante, elle permet 1) d'affiner ou de compléter (océans) les atlas du rayonnement déjà existants, en mettant en évidence des micro-climats (précision à 5 km près) peu connus ou inconnus, 2) l'évaluation du rayonnement global horaire moyen mensuel avec une précision de l'ordre de 0,1 kWh/m2, 3) un grand nombre d'application dites solaires (précision de rentabilité, méthode de conception architecturale assistée par micro-ordinateur, dimensionnement ...).

Un modèle de trains planétaires est proposé afin de tenir compte de l'influence d'erreurs de position et d'excentricités en lien avec d'éventuels montages 'flottants' sur le comportement dynamique d'une transmission. La formulation théorique repose sur le formalisme des torseurs de déplacements infinitésimaux pour simuler à la fois les erreurs géométriques et les degrés de liberté du modèle. Une des propriétés principales de cette approche est que la géométrie des engrènements et les excitations correspondantes sont couplées aux degrés de liberté, conduisant ainsi à des excitations complexes présentant des modulations d'amplitude et de phase. Les résultats de simulation sont comparés avec des mesures sur banc d'essai et un très bon accord est obtenu en terme de partage de charge entre les satellites, validant ainsi le modèle de contact développé. Enfin, des résultats d'études paramétriques portant sur le rôle de certaines erreurs ainsi que sur l'apport éventuel de solaire et/ou satellites flottants dans des applications grandes vitesses concluent ce travail de thèse.

Dans les disques protoplanétaires, les grains micrométriques croissent jusqu'à atteindre des tailles de planétésimaux avant de finalement former des planètes. Cependant,des études dynamiques ont montré qu'une fois que les grains atteignent une taille critique, ils dérivent rapidement vers l'étoile et y sont accrétés. Ce problème est connu comme la barrière de dérive radiale. De plus, des expériences en laboratoire ont montré que les grains peuvent fragmenter ou rebondir et ainsi arrêter la croissance avant les tailles kilométriques.Afin de passer outre ces barrières, plusieurs méthodes ont été proposés comme les pièges à particules (dans les vortex ou les sillons planétaires) qui demandent des évolutions dynamiques à grande échelle. Dans ce travail, nous choisissons d'étudier les propriétés intrinsèques de la poussière pendant leur croissance et plus particulièrement leur porosité.Nous développons un modèle d'évolution de la porosité pendant la croissance en fonction de la masse des grains pour plusieurs régimes d'expansion/compression (Kataoka et al. 2013, Okuzumi et al. 2012) et l'implémentons dans notre code SPH bifluide (Barrière-Fouchet et al. 2005). Nous trouvons que la croissance des grains poreux est accélérée en comparaison aux grains compacts et leur taille peut atteindre plusieurs kilomètres. De surcroît,la dérive est légèrement ralentie pour les grains poreux qui peuvent croître jusqu'à de plus grandes tailles avant de commencer à dériver vers l'étoile. Nous constatons aussi que les grains des régions externes du disque grossissent plus que quand l'effet de la porosité est négligé. Ces deux mécanismes peuvent aider les grains à outrepasser la barrière de dérive radiale, notamment en passant dans le régime de traînée de Stokes, et ainsi former des planétésimaux.Nous étudions aussi l'effet de la fragmentation et du rebond sur le comportement des grains. En considérant un seuil de fragmentation constant, nous observons que la croissance de grains poreux est retardée un temps par la fragmentation mais qu'elle se poursuit vers de grandes tailles et par conséquent, permet de passer outre les problèmes dus à la fragmentation et à la dérive radiale. Cependant, les grains très poreux sont plus fragiles et peuvent se fragmenter plus facilement entraînant une accrétion massive des poussières dans l'étoile. De plus, nous montrons que les effets du rebond peuvent être négligés devant ceux de la fragmentation.Enfin, nous observons également que la taille des monomères et du paramètre de viscosité turbulente peut avoir une influence sur l'évolution de la porosité et donc de la poussière dans le disque.La porosité permet donc de favoriser la croissance des grains et accélérer le découplage des grains. Les grains très poreux peuvent être plus sensibles à la fragmentation.Cependant, les effets collectifs de la poussière couplés à la porosité peuvent aider les grains à outrepasser les barrières de formation planétaire. La barrière de rebond peut être négligée dans le cas de grains poreux devant les autres barrières. Enfin,l'intensité de la turbulence altère la croissance et ainsi le devenir de la poussière.La taille des monomères modifie le facteur de remplissage sans toutefois impacter le découplage des grains dans les parties internes / In protoplanetary discs, micron-sized grains should grow up to planetesimal sizes in order to ultimately form planets. However, dynamical studies show that once they reach a critical size, they drift rapidly into the accreting star. This is known as the radial-drift barrier. Moreover, laboratory experiments have shown that grains can fragment or bounce, stopping the growth towards planetesimal sizes.In order to overcome those barriers, several methods have been proposed such as particles traps (e.g. vortices or planet gaps) which all involve large-scale dynamics.In this work, we choose to investigate the intrinsic properties of the grains during their growth, in particular their porosity.We thus consider the growth of grains with variable porosity as a function of their mass in several regimes of compression/expansion (Kataoka et al. 2013, Okuzumiet al. 2012) and implement it in our 3D SPH two-fluid code (Barrière-Fouchetet al. 2005).We find that growth is accelerated for porous grains that can reach kilometersizes. On the other hand, drift is slightly slowed down for porous grains that can grow up to larger sizes before drifting towards the star. As a result, grains in the outer regions of the disc reach larger sizes than when porosity is neglected. Those two mechanisms can help grains overcome the radial-drift barrier and form planetesimals.The Stokes drag regime appears to play a substantial part in maintaining grains in the disc.Considering a constant fragmentation threshold, we also find out that growth is delayed because of fragmentation but reaching large sizes and thus overcoming problems due to fragmentation and radial drift is still possible. However, very fluffy grains are fragile and can be easily disrupted leading to a massive accretion of dust into the star. Moreover, we show that the effects due to dust bouncing can be neglected compared to fragmentation.Finally, we investigate the influence of the size of monomers and -parameter on the evolution of porosity and then dust in the disc.Dust growth is accelerated by porosity and thus promotes grains decoupling. Very fluffy grains are more affected by fragmentation. However, dust collective effects and porosity can help grains to overcome planet formation barriers. Besides,the bouncing barrier can be neglected in the case of porous dust compared to other barriers. Finally, the intensity of turbulence can alter the growth and so the outcome of dust. The size of monomers modifies the grain filling factor without impacting dust decoupling in the inner parts of the disc

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. / The numerous and diverse extrasolar planets detected since 1995 provide much inspiration for planetary astrophysics. A fraction of these extrasolar planets orbit their host stars at semi-major axes less than 0.1 AU; a planet which has migrated toward its host star would thus first encounter a strong magnetized wind and, as it enters the stellar magnetosphere, strong magnetic fields. We model the interaction of such a close-in extrasolar planet with the dipolar magnetic field of its host star and study separately the time-dependent and independent components. The time-dependent interaction gives rise to Eddy currents confined in the planet. We investigate two effects that may transfer angular momentum to a planet approaching its host TTauri star through type II migration: a Lorentz torque that transfers angular momentum from the stellar spin to the planetary orbit and a mass loss induced by the ohmic dissipation in the planet, which may transfer angular momentum to the planet as the gas is accreted onto the star. We model the time-independent interaction with the unipolar inductor model, which allows the current induced in the planet to flow along a closed loop constituted by the planet, the flux tube, and its footprint on the stellar atmosphere. We self-consistently calculate the ohmic dissipation in the planet and the star and the associated Lorentz torque. We then suggest that the ohmic dissipation may provide the extra energy needed to explain some planets with inflated radii. Finally, we propose that the model may also be used to remotely infer the electric conductivity of the outer layers of super-Earths interacting magnetically with their host stars.