L'étalonnage de SPOT-HRV est réalisé depuis plus de dix ans sur le site de La Crau. Lors de campagnes de mesures, plusieurs équipes caractérisent l'atmosphère et la réflectance de surface afin de prédire le signal d'entrée de HRV. Notre objectif est de réaliser cet étalonnage à partir de mesures automatiques en continu.<br /><br />La théorie du transfert radiatif est utilisée pour prédire le signal satellitaire et nous en rappelons les principes. Nous présentons ensuite les satellites SPOT, en particulier SPOT4. Enfin, nous exposons les méthodes employées pour l'étalonnage absolu et relatif des capteurs.<br /><br />Notre instrumentation consiste en un radiomètre entièrement étalonné in situ. L'étalonnage en éclairement est basé sur la méthode de Bouguer. En luminance, il est effectué aux courtes longueurs d'onde sur la diffusion Rayleigh. Enfin, l'étalonnage est propagé aux<br />grandes longueurs d'onde grâce à une méthode originale. Nous présentons un bilan de l'étalonnage in situ de la station.<br /><br />Les effets atmosphériques et la réflectance de surface sont évalués à partir des mesures de la station. Les aérosols sont décrits par leur épaisseur optique et leur granulométrie, représentée par un modèle de Junge. La réflectance bidirectionnelle est ramenée dans la<br />géométrie de visée du satellite grâce à une modélisation des effets directionnels.<br /><br />La luminance TOA est alors estimée. La transmission gazeuse est calculée par le code 6S. Le code des Ordres Successifs de Diffusion est utilisé pour calculer le signal TOA. Nous avons évalué quatre jeux de coefficients pour SPOT4 et un pour SPOT2. La comparaison avec les coefficients du CNES montre un écart plus important que l'incertitude estimée de notre méthode. L'écart reste comparable à ceux obtenus auparavant sur La Crau. Il ne semble pas dû à un biais systématique et pourra être réduit par une collecte conséquente. Maintenant opérationnelle, la station permettra cette collecte, améliorant ainsi l'estimation des coefficients de SPOT.

Les observations de la phase moléculaire du milieu interstellaire révèlent une structure complexe, tant en vitesse qu'en densité, hiérarchisée sur plus de quatre ordres de grandeur. La compréhension des phénomènes à l'origine de cette structuration, amenant aux premiers stades de la formation stellaire, appelle une description adéquate de champs auxquels l'observateur n'a pas accès directement. Il est donc nécessaire de comprendre la chaine des processus physiques, observationnels et instrumentaux aboutissant aux quantités effectivement mesurées. Ce problème est ici abordé en trois points. Les structures observées sont le résultat d'une projection complexe des champs tridimensionnels sur un espace hybride position-position-vitesse, dont on peut tirer des cartes bidimensionnelles d'intensité intégrée et de centroïdes de vitesse. Nous démontrons le lien qui existe entre les propriétés statistiques de ces cartes et celles des champs d'origine. En particulier, nous montrons que l'indice spectral de la carte des centroïdes est égal à celui du champ de vitesse, dans l'approximation des faibles fluctuations de densité, qui est discutée numériquement. D'autre part, le filtrage spatial imposé par les observations interférométriques dégrade les distributions de brillance projetées sur le plan du ciel. Dans le cadre de l'évaluation des performances du futur réseau ALMA, et à l'aide d'un simulateur instrumental, nous montrons que le spectre de puissance est, parmi les différents outils de caractérisation des structures, celui qui permettra le mieux de remonter aux statistiques des distributions de brillance à partir des données. Nous introduisons en outre une méthode nouvelle et prometteuse, tant en termes d'analyse que de traitement, fondée sur les incréments des phases des composantes de Fourier. Enfin, la question de la formation des raies interstellaires est abordée dans le cadre d'un formalisme de transfert radiatif stochastique unidimensionnel. Sur cette base préexistante, nous introduisons le cas d'un champ de vitesse corrélé au champ de densité par une relation polytropique, et nous en déduisons une équation de transfert généralisée. Nous montrons également que la distribution des vitesses le long de la ligne de visée n'est pas gaussienne, contrairement au cas sans corrélation, ce qui indique que l'interprétation des profils de raie doit tenir compte de cet effet.

L'objectif principal de ce travail de thèse était d'apporter de nouveaux éléments dans la connaissance approfondie des étoiles chaudes actives et en particulier l'étude du phénomène Be etB[e]. Dans ce but, j'ai étudié les différentes caractéristiques de ces objets en soulignant la séparation entre étoiles Be classiques et étoiles B[e]. Cette distinction faite, j'ai cherché à modéliser ces principales caractéristiques grâce au développement d'un code de transfert radiatif initié par Stee & Araùjo (1994) à partir duquel j'ai créé le code SIMECA (SIMulation pour Etoiles Chaudes Actives). J'ai ensuite modifié ce dernier afin de l'adapter au cas particulier des étoiles B[e], en supposant qu'on pouvait assimiler une étoile B[e] à une étoile Be classique en lui ajoutant une enveloppe circumstellaire de poussière. J'ai résolu le problème du transfert radiatif dans la poussière en utilisant le code développé par B. Lopez (Lopez et al. 1995) basé sur une approche de type Monte Carlo. J'ai adapté ce code au problème astrophysique étudié en remplacant le corps noir central par une étoile Be avec son enveloppe circumstellaire de gaz. Afin de valider ce modèle j'ai comparé les résultats issus des simulations numériques à des observations multitechniques. Grâce à la mise en service prochaine du VLT et de son mode interférométrique équipé de l'instrument focal proche infrarouge AMBER, j'ai étendu les observables théoriques issus de SIMECA à ce domaine de longueur d'onde, notamment en simulant la raie Bry à 21655 Â. J'ai ainsi pu présenter deux programmes d'observations, le premier axé sur les Be et le second sur les B[e], qui ont été retenus dans le cadre du temps garanti attribué au Consortium AMBER. Pour ce faire, j'ai été amené à réaliser une étude exhaustive de l'influence des différents paramètres libres sur les observables théoriques issus de SIMECA. Finalement, il résulte de ce travail la création d'un code de calcul autocohérent, SIMECA, accessible via une interface user-friendly simulant les principales caractéristiques du phénomène Be, ainsi qu'un code physique décrivant l'environnement circumstellaire des étoiles B[e], codes disponibles pour l'ensemble de la communauté "physique stellaire".

Cette thèse présente une étude théorique d'un modèle d'atmosphère stellaire, modélisée comme une couche plan-parallèle irradiée sur une face, avec des électrons non thermalisés a priori. Les électrons sont caractérisés par leur fonction de distribution des vitesses (fdv), que l'on cherche à calculer en même temps que les autres grandeurs de l'atmosphère. Notre principal objectif est de comprendre le mécanisme de thermalisation des électrons, qui tend à rapprocher leur fdv de la fonction de Maxwell-Boltzmann lorsque les collisions élastiques dominent les interactions inélastiques des électrons avec le milieu ambiant, une hypothèse universellement admise en théorie des atmosphères stellaires. Les processus inélastiques (collisionnels ou radiatifs) perturbent cet équilibre, et la fdv des électrons peut s'écarter considérablement de l'équilibre maxwellien aux hautes énergies. De tels écarts modifient fortement les populations atomiques et le champ radiatif. Les calculs numériques consistent en la comparaison de trois modèles d'atmosphères: en équilibre thermodynamique local (ETL), hors ETL avec électrons thermalisés, et hors ETL avec électrons non thermalisés a priori. Nous avons résolu ce problème dans un plasma d'hydrogène pur en prenant en compte les principaux types d'interaction présents dans les atmosphères stellaires. L'équation cinétique des électrons a été résolue en calculant son terme de collision élastique à l'aide d'un modèle BGK longuement justifié dans la thèse. Notre principale contribution se situe au niveau du transfert de rayonnement. Nous avons utilisé, et surtout développé, les codes de l'équipe "Transfert" de l'Observatoire de Lyon. Les calculs montrent que la fdv des électrons s'écarte considérablement d'une maxwellienne dans la région hors ETL de l'atmosphère stellaire. Pour conclure, nous envisageons quelques extensions possibles de ce travail et certaines applications astrophysiques.

Il est actuellement admis que la formation des étoiles de faible masse à partir d'un nuage de gaz passe par une étape où l'objet central est entouré d'un disque de matière dans lequel les planètes peuvent ensuite se former. L'étude d'un tel disque a deux objectifs principaux : comprendre la séquence évolutive de formation stellaire et la formation des planètes. Le transfert radiatif dans cet objet revêt une importance primordiale : en raison du frottement visqueux ou de l'éclairement par l'étoile notamment, le disque est chauffé. Les processus de production et de propagation de l'énergie thermique dans ce disque en conditionnent ainsi les propriétés physico-chimiques, ce qui a de multiples conséquences sur sa structure.<br> Je présente une étude de ces disques fondée sur une description analytique poussée du transfert radiatif, afin de retarder l'étape de mise en oeuvre numérique. Cette méthode possède l'avantage de permettre une meilleure compréhension des processus et des conditions physiques dans ces objets. Afin de contraindre les paramètres du modèle, j'ai choisi d'établir un diagnostic observationnel novateur sur la base de la distribution spectrale d'énergie, technique bien connue, et des visibilités obtenues en interférométrie optique à longue base, récentes et prometteuses car elles permettent d'obtenir des informations spatiales à l'échelle de l'unité astronomique pour les étoiles jeunes les plus proches.<br> Je commence par une généralisation des approches analytiques du transfert dans les atmosphères stellaires, en reliant la température en tout point à la profondeur optique, avec deux différences notables : le chauffage visqueux a lieu sur l'ensemble du disque et la surface est éclairée par l'étoile. Ce formalisme est ensuite employé dans une simulation numérique de disque chauffé par la viscosité seule. Ensuite, j'élabore une version simplifiée du transfert dans un disque à deux couches : une surface chauffée par la couche interne et par l'étoile, et un intérieur chauffé par la viscosité et par la couche externe. Cette version permet d'obtenir des formules analytiques simplifiées décrivant les conditions physiques dans un disque présentant les deux sources de chauffage énoncées.<br> Enfin, je m'attèle à l'interprétation des observations. Après une étude prospective concernant les possibilités ouvertes par l'interférométrie pour les objets marginalement résolus, je présente des ajustements du modèle à deux couches aux étoiles jeunes de faible masse déjà observées en interférométrie.

Les étoiles telles que notre soleil se forment par l'effondrement gravitationnel de fragments de nuages moléculaires. Pendant les premiers instants de sa formation (ce qu'on appelle la Classe 0), l'étoile est profondément enfouie dans une enveloppe de gaz et de poussières et est seulement visible aux longueurs d'onde infrarouge et millimétrique. Au fur et à mesure de son évolution, l'étoile disperse progressivement cette enveloppe. Un disque résiduel reste autour de l'étoile nouvellement née, qui pourra lui-même donner naissance à un système planétaire. Dans cette thèse, j'étudie la structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse. Cette étude est basée sur des observations du satellite ISO des raies de l'eau, ainsi que des observations avec les télescopes JCMT et IRAM du formaldéhyde. Dans un premier temps, j'étudie l'émission des raies de l'eau proto-étoile NGC1333-IRAS4 observés par ISO-LWS. A l'aide d'un modèle détaillé de l'émission de la proto-étoile, je détermine la structure en densité et température de l'enveloppe, ce qui permet de contraindre la masse centrale et le taux d'accrétion. Je détermine également l'abondance de l'eau dans l'enveloppe, et montre que cette abondance est dix fois plus importante dans la partie interne de l'enveloppe que dans la partie externe. Dans cette région, le manteau des grains s'évapore en injectant de grandes quantité d'eau en phase gazeuse. Dans un second temps, je développe un modèle d'émission d'une autre molécule abondante dans le manteau des grains, le formaldéhyde, et je montre que des transitions de cette molécule peuvent également être utilisées pour déterminer les conditions physico-chimiques dans l'enveloppe. Enfin, je présente un relevé de l'émission du formaldéhyde de dix proto-étoiles de classe 0, obtenu avec l'IRAM et le JCMT. En comparant les prédictions de ce modèle et les observations, je montre que dans toutes les proto-étoiles observées, à l'exception d'une seule, le formaldéhyde est également évaporé du manteau des grains, et est entre deux et trois ordres de grandeur plus abondant que dans la partie externe de l'enveloppe. Ceci montre que toutes les proto-étoiles de faible masse observées possèdent un coeur chaud, où la chimie est probablement très influencée, sinon dominée par l'évaporation du manteau des grains.

Cette Thèse est consacrée à la modélisation de la signature dans l'ultraviolet "Solar Blind" d'un jet de propulseur à chargement solide composite aluminisé. Le rayonnement ultraviolet émis par ce type de jet provient de l'émission de chimiluminescence des espèces gazeuses et de l'absorption et de la diffusion des particules d'alumine. Afin de prendre en compte la diffusion qui est à l'origine d'un couplage entre les directions de propagation du rayonnement, un modèle de transfert radiatif 3D adapté aux problèmes atmosphériques, est étendu aux jets : la méthode des ordonnées discrètes et des harmoniques sphériques (SHDOM). Les harmoniques sphériques permettent de réduire le temps de calcul de l'intégrale de diffusion par rapport à une méthode des ordonnées discrètes classique, tandis que l'équation de transfert radiatif est intégrée le long des ordonnées discrètes. Le modèle SHDOM, développé à l'origine pour les milieux 3D nuageux, est adapté de façon à prendre en compte les spécificités des jets de moteurs-fusées (composition et géométrie) dans l'ultraviolet. L'émission de chimiluminescence des gaz, attribuée à la recombinaison radiative de CO et de O, est évaluée à partir de mesures issues de la littérature. Par ailleurs, les propriétés optiques des particules sont étudiées en fonction de leur granulométrie et de leur indice complexe de réfraction. Une synthèse bibliographique permet d'estimer la valeur de ces paramètres. Afin de mettre en évidence l'influence des particules sur la signature des jets, des cas tests sont effectués dans des milieux cylindriques représentatifs des jets. Enfin, des comparaisons entre des calculs et des mesures de signatures sont réalisées.

Ce memoire resume mes activites de recherche pour la periode 1996-2002. Ce travail s'est articule autour de trois themes : (1) optique de champ proche et nano-optique, (2) propagation et imagerie en milieu diffusant, (3) emission thermique et coherence aux courtes echelles.

Dans cette thèse, nous nous intéresserons au contenu gazeux et à l'activité de formation d'étoiles dans les galaxies à disque isolées. Dans la première partie, nous présentons les observations à différentes longueurs d'onde pour un échantillon de galaxies isolées du catalogue de Karachenseva. Les observations de l'émission dans la raie J=1-0 du monoxyde de carbone CO(1-0) de 98 galaxies isolées ont été réalisées avec les radiotélescopes du SEST, du NRAO et de l'IRAM, et 22 objets ont été observés en raie HI 21 cm au radiotélescope de Nançay. Des observations de l'émission dans la raie Ha pour 65 objets isolés ont eu lieu à l'Observatoire de Haute-Provence avec le télescope de 120cm. Les galaxies isolées présentent une émission CO(1-0) plus faible que celle déduite de la plupart des autres relevés extragalactiques, biaisés par des critères de sélection sur l'émission infrarouge. Par ailleurs, leur émission HI paraît normale. Nous montrons que le rapport des masses de gaz moléculaire et atomique vaut en moyenne 0.20: le gaz moléculaire n'est donc pas le composant gazeux majoritaire des disques de galaxies. Ce rapport décroît le long de la séquence morphologique, à l'exception des galaxies de fortes masses dynamiques pour lesquels il reste constant. Cet échantillon de référence nous permet de confirmer qu'il n'y a pas de déficience CO dans les galaxies d'amas, même lorsqu'elles sont déficientes en HI. Le classement de ces objets selon leur morphologie en bande rouge montre qu'il n'y a pas de différences majeures entre galaxies grand-design et flocculentes, barrées ou non-barrées, que ce soit au niveau de leur contenu gazeux ou de leur activité en formation stellaire. Les analyses en composantes principales mettent en évidence les relations unissant l'émission infrarouge, le contenu moléculaire et l'émission de la raie Ha ou continue en bande B. Contrairement à d'autres études, le contenu en gaz atomique apparaît sans influence sur l'activité de formation stellaire. Dans la seconde partie de cette thèse, nous avons développé un code de simulation de transfert de rayonnement UV dans le disque de la galaxie spirale NGC 6946. Avec ce code relativement simple incluant un nombre restreint d'hypothèses, nous parvenons à reproduire les luminosités en infrarouge lointain de cet objet. Nous mettons en évidence le rôle prépondérant des étoiles massives dans le chauffage de la poussière, et la forte contribution des zones de photodissociation aux luminosités totales dans la raie de C+ et dans le continu infrarouge lointain. Le rapport Lc+/LFIR est faible pour le milieu atomique. Enfin, nous mettons en évidence une faible opacité moyenne pour les photons UV pour une galaxie vue

Les DRAMs sont des mémoires fréquemment utilisées dans les systèmes aéronautiques et spatiaux. Leur tenue aux radiations doit être connue pour satisfaire les exigences de fiabilité des applications critiques. Ces évaluations sont traditionnellement faites en accélérateur de particules. Cependant, les composants se complexifient avec l'intégration technologique. De nouveaux effets apparaissent, impliquant l'augmentation des temps et des coûts de test. Il existe une solution complémentaire, le laser impulsionnel, qui déclenche des effets similaires aux particules. Grâce à ces deux moyens de test, il s'est agi d'étudier les principaux modes de défaillance des DRAMs liés aux radiations : les SEUs (Single Event Upset) dans les plans mémoire, et les SEFIs (Single Event Functional Interrupt) dans les circuits périphériques. L'influence des motifs de test sur les sensibilités SEUs et SEFIs selon la technologie utilisée a ainsi été démontrée. L'étude a de plus identifié l'origine des SEFIs les plus fréquents. En outre, des techniques de test laser ont été développées pour quantifier les surfaces sensibles des différents effets. De ces travaux a pu être dégagée une nouvelle méthodologie de test destinée à l'industrie. Son objectif est d'optimiser l'efficacité et le coût des caractérisations, grâce à l'utilisation de l'outil laser de façon complémentaire aux accélérateurs de particules. Enfin, une nouvelle solution de tolérance aux fautes est proposée : basée sur la propriété des cellules DRAMs d'être immune aux radiations lorsqu'elles sont déchargées, cette technique permet la correction de tous les bits d'un mot logique.