Depuis une quinzaine d'années, de nombreuses galaxies sont détectées grâce à leur raie d'émission Lyman-alpha à des décalages spectraux supérieurs à 3. Ces objets, dits Émetteurs Lyman-alpha, nous permettent ainsi de sonder les galaxies dans l'Univers lointain, alors âgé de moins de deux milliards d'années. Bien qu'un grand nombre d'Émetteurs Lyman-alpha ait été détecté jusqu'à présent, leurs propriétés statistiques et physiques sont encore mal contraintes. En effet, les observations sont difficiles à interpréter du fait des effets de transfert résonnant des photons Lyman-alpha dans le milieu interstellaire et de la cinématique du gaz. En plus des observations, des efforts théoriques sont donc nécessaires pour mieux comprendre les caractéristiques physiques de ces objets, leur rôle dans le scénario de formation hiérarchique des galaxies, et leur lien avec l'autre grande populations de galaxies lointaines, les galaxies à discontinuité de Lyman. Cette thèse a pour but de proposer une modélisation originale de cette population d'Émetteurs Lyman-alpha dans le contexte cosmologique. La formation et l'évolution hiérarchique des galaxies est décrite grâce au modèle hybride GALICS, associant une simulation à N corps de matière noire, à des prescriptions semi-analytiques pour modéliser la physique des galaxies. GALICS prédit les propriétés physiques d'un large échantillon de galaxies entre z~3 et 7. Les propriétés de la raie Lyman-alpha sont obtenues grâce au couplage de GALICS avec une librairie de modèles numériques, réalisés avec le code MCLya. Avec cette approche, la fraction d'évasion des photons Lyman-alpha et le profil de la raie émergent des galaxies peuvent ainsi être prédits, en prenant en compte les effets de transfert résonnant des photons Lyman-alpha et la cinématique du milieu. Le modèle prévoit une forte dispersion de la fraction d'évasion des photons Lyman-alpha fesc en fonction de leur taux de formation stellaire. Les galaxies peu massives, formant peu d'étoiles ont une fraction d'évasion Lyman-alpha de l'ordre de l'unité. En revanche, fesc est distribué entre 0 et 1 pour les objets plus massifs, formant intensément des étoiles, selon les propriétés physiques des galaxies. Les résultats du modèle donnent un accord satisfaisant avec la plupart des observations, en particulier les fonctions de luminosité Lyman-alpha et UV entre z~3 et 7. Le modèle parvient à reproduire conjointement les propriétés UV des galaxies sélectionnées en UV (galaxies à discontinuité de Lyman) et celles des Émetteurs Lyman-alpha. Nous trouvons que les Émetteurs Lyman-alpha sont des galaxies de masse modérée présentant des profils de raie asymétriques, en bon accord avec les données observationnelles. Le modèle prévoit notamment une forte abondance de galaxies de faible luminosité Lyman-alpha. Ces objets peu lumineux seront une des cibles privilégiées du spectrographe intégral de champ MUSE, qui sera prochainement installé au VLT. Dans le but d'aider à la préparation des futurs relevés que MUSE effectuera, des champs fictifs d'Émetteurs Lyman-alpha ont été construits grâce au modèle pour fournir des prédictions, notamment en terme de comptages et de variance cosmique. / Many galaxies have been detected at high redshift since the late nineties thanks to their strong Lyman-alpha emission line. These objects, knows as Lyman-alpha Emitters, allow us to probe galaxies in the first two Gigayears of the Universe. Although a large amount of detections, their statistical and physical properties are still poorly constrained. Indeed, observations are difficult to interpret, mainly due to line transfer effects in the interstellar mediaum and gas kinematics. In addition to observations, theoretical efforts are needed to reach a better understanding of the properties of these objects, their role in the scenario of hierarchical formation of galaxies, and their link with the other main high redshift galaxy population, the so-called Lyman Break galaxies. In this thesis, we model Lyman-alpha Emitters in the cosmological context with an original method. The hierarchical galaxy formation process is described with the GALICS model, which couples a N body simulation of Dark Matter, with semi-analytic prescriptions to model galaxy physics. GALICS can predict the physical properties of a large sample of mock galaxies between z~3 and 7. Lyman-alpha properties are computed thanks to the coupling of GALICS with a library of numerical tranfser models, generated with the MCLya code. With this approach, Lyman-alpha photons escape fractions and line profiles can be predicted, taking into account resonnant scattering effects and gas kinematics. We find a strong dispersion of the escape fraction with respect to the star formation rate of the galaxies. The model predictions are in good agreement with most of the observationnal data, especially the Lyman-alpha luminosity functions between z~3 and 7. The model is able to reproduce UV properties of UV and Lyman-alpha selected galaxies. We find that Lyman-alpha Emitters have moderate mass on average and display asymetric line profiles, as it is shown by the observations. In particular, we predict a strong abundance of faint Lyman-alpha Emitters. These objects will be a main target of the forthcoming MUSE instrument that will be installed at VLT. In order to help preparing future surveys with MUSE, mock fields of Lyman-alpha Emitters have been created with our model to make predictions, especially in terms of number counts and cosmic variance.

Avec l’essor actuel de la sophistication et de l’efficacité des codes de cosmologie hydrodynamique,il est devenu possible d’inclure le transfert radiatif (RT) des photons ionisants dansles simulations cosmologiques, soit en post-traitement, soit en simulations couplées rayonnement+hydrodynamique (RHD). Malgré de nombreux obstacles, il y a eu cette derniéredécennie beaucoup de recherches menées sur les différentes stratégies et implémentations,dû au fait qu’un nombre de problèmes intéressants peuvent être désormais abordés par laRT et RHD, par exemple comment et quand l’Univers s’est réionisé, comment l’émissionradiative des étoiles et des noyaux actifs de galaxies se comportent pour réguler la formationdes structures à des échelles petites et grandes, et quelles prédictions et interprétationsnous pouvons faire des phénomènes observés, tels que la forêt Lyman-alpha et des sourcesdiffuses de rayonnement.Cela coïncide avec l’avènement du télescope spatial James Webb (JWST) et d’autresinstruments de pointe qui sont sur le point de nous donner un aperçu sans précédent sur lafin des âges sombres de l’Univers, quand le cosmos est passé d’un état froid et neutre à unétat chaud et ionisé, à la suite de l’apparition des sources radiatives.Notre préoccupation principale étant les rétroactions radiatives des premieres structures,nous avons mis en place une version RHD du code cosmologique Ramses, que nous appelonsRamsesRT, basée sur la méthode des moments. Ce code nous permet d’étudier les effets durayonnement ionisant dans les simulations cosmologiques RHD qui tirent pleinement profitdes stratégies de raffinement adaptif de grille et de parallélisation de Ramses. Pour rendreauto-cohérent le RHD nous avons également mis en oeuvre une thermochimie hors-équilibreincluant des espèces de l’Hydrogène et de l’Hélium qui interagissent avec le rayonnementtransporté.Je présente dans cette thèse une description détaillée de RamsesRT et de nombreux testscontribuant à sa validation.Jusqu’à présent nous avons utilisé RamsesRT pour étudier l’émission Lyman-alpha decourants d’accrétion, qui sont prédits à grand redshift par les simulations cosmologiques,mais n’ont jamais été clairement identifiés par les observations. Nous avons également étudiéle chauffage gravitationnel dans ces courants pour déterminer si ce dernier pouvait être lasource motrice principale des Lyman-alpha blobs, un phénomène observé qui a été beaucoupétudié et débattu au cours de la dernière décennie. Cet étudie nous permet de conclure queles Lyman-alpha blobs peuvent, en principe, être alimentés par le chauffage gravitationnel,et que d’autre part, les courants d’accrétion sont sur le point d’être directement détectablesavec des instruments à venir.Mes intentions futures sont d’utiliser RamsesRT dans les simulations cosmologiques àhaute résolution, de la formation des premiéres galaxies jusqu’à l’époque de la réionisation,et ainsi étudier comment la rétroaction radiative affecte la formation et l’évolution de cesgalaxies et de faire des prévisions d’observation qui peuvent être testées avec des instrumentssophistiqués tels que le JWST. / With the increasing sophistication and efficiency of cosmological hydrodynamics codes, ithas become viable to include ionizing radiative transfer (RT) in cosmological simulations,either in post-processing or in full-blown radiation-hydrodynamics (RHD) simulations. Inspite of the many hurdles involved, there has been much activity during the last decade or soon different strategies and implementations, because a number of interesting problems canbe addressed with RT and RHD, e.g. how and when the Universe became reionized, howradiation from stars and active galactic nuclei plays a part in regulating structure formationon small and large scales, and what predictions and interpretations we can make of observedphenomena such as the Lyman-alpha forest and diffuse sources of radiation.This coincides with the advent of the James Webb space telescope (JWST) and otherstate-of-the-art instruments which are about to give us an unprecedented glimpse into theend of the dark ages of the Universe, when the cosmos switched from a cold and neutralstate to a hot and ionized one, due to the turn-on of ionizing radiative sources.With a primary interest in the problem of radiative feedback in early structure formation,we have implemented an RHD version of the Ramses cosmological code we call RamsesRT,which is moment based and employs the local M1 Eddington tensor closure. This code allowsus to study the effects of ionizing radiation on-the-fly in cosmological RHD simulationsthat take full advantage of the adaptive mesh refinement and parallelization strategies ofRamses. For self-consistent RHD we have also implemented a non-equilibrium chemistry ofthe atomic hydrogen and helium species that interact with the transported radiation.I present in this thesis an extensive description of the RamsesRT implementation andnumerous tests to validate it.Thus far we have used the RHD implementation to study extended line emission fromaccretion streams, which are routinely predicted to exist at early redshift by cosmologicalsimulations but have never been unambiguously verified by observations, and to investigatewhether gravitational heating in those streams could be the dominant power source ofso-called Lyman-alpha blobs, an observed phenomenon which has been much studied anddebated during the last decade or two. Our conclusions from this investigation are thatLyman-alpha blobs can in principle be powered by gravitational heating, and furthermorethat accretion streams are on the verge of being directly detectable for the first time withupcoming instruments.My future intent is to use RamsesRT for high-resolution cosmological zoom simulations ofearly galaxy formation, up to the epoch of reionization, to study how radiative feedbackaffects the formation and evolution of those galaxies and to make observational predictionsthat can be tested with upcoming instruments such as the JWST.

Les molécules hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) sont à l'heure actuelle considérées comme probablement responsables des bandes d'émission infrarouge non identifiées du milieu interstellaire (MIS). La dynamique de refroidissement des molécules HAP est essentielle pour estimer leur photo-stabilité, leur durée de vie et les distributions de taille dans le MIS. Au cours des dernières années, les expériences s'appuyant sur le stockage électrostatique d'ions moléculaires ou d'agrégats sont devenus des outils puissants pour étudier leur refroidissement dans une large gamme de temps allant de la microseconde à quelques secondes. En général, l'étude des courbes de déclin associées aux processus de dissociation dans le cas des cations ou bien de détachement d'électrons dans le cas des anions fournit des informations sur l'évolution de l'énergie interne des ions stockés. Dans ce travail de thèse, le refroidissement de cations d'anthracène a été étudié dans un anneau de stockage électrostatique compact, le Mini-Ring, jusqu'à 8 ms. Les courbes de déclin spontané provenant de la dissociation par émission de fragment C2H2 ou H neutres montrent trois régions distinctives. Ces trois régions indiquent différents régimes de refroidissement en fonction du temps de stockage, la dissociation domine pour les temps inférieurs à 1 ms, l'effet de l'émission radiative entre alors en compétition avec la dissociation puis domine au-delà de 3 ms / The polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) molecules have been considered as possible carrier of the unidentified infrared emission bands from the interstellar medium (ISM) for about thirty years. The cooling dynamics of the PAH molecules which is essential to estimate their photostability and therefore their lifetime and size distributions in the ISM, has attracted numerous theoretical and experimental studies. In recent years, electrostatic storage devices (ESD) became powerful tool to investigate the cooling regime of molecules and clusters in a large time range from microseconds to seconds. Generally speaking, the decay of the emitted neutral yields due to dissociation of molecular cations or electron detachment of anions in such experiments carries information on the internal energy of the stored molecular ions. In this thesis work, the cooling regimes of anthracene cations are studied by following the time evolution of the internal energy distribution (IED) of the stored anthracene cations. A spontaneous neutral yield curve obtained from the stored molecular ions as a function of the storage time shows three distinguishable regions. The three regions indicate different cooling regimes at corresponding storage time range, i.e., the dissociation mechanism of the molecule dominates at storage time t < 1 ms, quenching of the dissociation by radiative cooling processes occurs during 1 < t < 3 ms and radiative cooling governs at t > 3 ms

L'étude des Hydrocarbures Aromatiques Polycycliques (PAH) a connu un intérêt croissant depuis une trentaine d'années, en raison notamment de leur possible présence dans le milieu interstellaire qui expliquerait l'observation des bandes d'émission IR encore non attribuées. Dans ce travail de thèse, la dynamique de refroidissement du cation naphtalène C10H8+, la plus petite molécule de la famille des PAH, est étudiée dans un anneau de stockage électrostatique, le Mini-Ring. La distribution en énergie interne des ions stockés est sondée en induisant la photo dissociation d'une fraction des ions par une excitation laser à la longueur d'onde 532 nm. La dynamique de refroidissement des cations photo-excités est observée en mesurant en fonction du temps le nombre de neutres émis par dissociation. La courbe de déclin du signal de neutres est directement reliée à la distribution en énergie interne des ions à l'instant de l'excitation laser. Cette distribution en énergie interne peut alors être déterminée à différents temps de stockage en analysant les courbes de déclin à l'aide d'un programme numérique développé pendant la thèse. L'évolution temporelle de la distribution met en évidence un processus de refroidissement rapide caractérisé par un taux de refroidissement compris entre 70 et 90 s−1 pour des énergies internes de 5.9 et 6.8 eV. Ce refroidissement rapide ne peut être expliqué par l'émission de photons infrarouges. Il est attribué à la "fluorescence de Poincaré" caractérisée par un processus de conversion interne inverse suivie de l'émission d'un photon dans le domaine du visible. Cette fluorescence de Poincaré ou fluorescence récurrente a été prédite il y a plus de 20 ans mais n'a jamais été mesurée directement à ce jour. Les taux de refroidissement mesurés lors de ce travail de thèse apportent une évidence indirecte de ce processus / The study of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAH) has been of increasing interest during the last thirty years: their possible presence in the interstellar medium is commonly invoked to explain the observation of still unassigned IR emission bands. In this thesis, the cooling dynamics of the naphthalene cations C10H8 +, the smallest molecule of the PAH family, is studied in an electrostatic storage ring, the Mini-Ring. Particularly, we consider the two main cooling processes for naphthalene cation, the dissociation and photon emission. Naphthalene molecules are ionized in an electron cyclotron resonance source (ECR), accelerated to 12 keV and then injected and stored in the Mini-Ring for several milliseconds. The internal energy distribution of the stored ions is probed by laser induced dissociation using an excitation wavelength at 532 nm. The cooling dynamics of the photo-excited cations is observed by measuring the number of emitted neutrals as a function of time. The decay curve of the neutral signal is directly related to the internal energy distribution of the ions at the excitation time. This internal energy distribution can then be determined at various storage times by analyzing the decay curves using a code developed during this thesis. The time evolution of the internal energy distribution shows a fast cooling process characterized by a cooling rate increasing from 70 to 90 s−1 for internal energies from 5.9 to 6.8 eV. This fast cooling process can’t be explained by infrared photons emission. It is attributed to the "Poincaré fluorescence " which involves an inverse internal conversion process followed by the emission of a visible photon. This fluorescence from thermally excited electron or recurrent fluorescence was predicted more than 20 years ago, but has never been measured directly up to now. The measured cooling rates in this thesis provide indirect evidence of this process

Les extensions du Modèle Standard (MS) des particules sont maintenant dans une époque de développement très actif. Les motivations de l'introduction des dimensions supplémentaires sont basées d'une part sur la théorie des cordes qui nécessitent l'existence de nouvelles dimensions pour être cohérent. D'un autre côté ces théories peuvent potentiellement expliquer le problème de hiérarchie, le nombre de générations de fermions ou la stabilité du proton. La caractéristique commune de ces modèles est qu'ils fournissent une nouvelle particule neutre interagissant faiblement –un candidat idéal de la matière noire. Sa stabilité est préservée par la parité KK qui interdit les désintégrations du LKP en particules du MS. La géométrie de l'espace sous-jacent détermine le spectre de particules du modèle donc la masse et le spin du candidat DM, qui à leur tour jouent un rôle clé dans les études phénoménologiques. Nous présentons un modèle à deux dimensions supplémentaires universelles compactifiées sur le plan projectif réel. Cette géométrie particulière permet la définition des fermions chiraux et la stabilité de la matière noire neutre candidat dérive naturellement des propriétés intrinsèques de l'espace sans ajouter de nouvelles symétries ad hoc. Nous présentons le spectre de deux premiers niveaux KK à une boucle. Le spectre au sein de chaque niveau KK est fortement dégénéré ce qui fournit des signatures très intéressantes du modèle. Nous étudions la phénoménologie de la matière noire dans notre modèle pour limiter l'espace des paramètres en comparant nos résultats avec les données de WMAP et les expériences de détection directe. En utilisant les bornes obtenues, nous nous concentrons sur la phénoménologie LHC de notre modèle / The extra-dimensional extensions of the Standard Model of particles are now in a very active epoch of development. The motivations of introducing extra dimensions are based on one hand on string theories that require the existence of new dimensions to be consistent. On the other hand such theories can potentially explain the hierarchy problem, number of fermion generations, proton stability and other enigmas of the Standard Model. The common feature of these models is that they provide a new neutral weakly interacting particle - perfect candidate to the Dark Matter. Its stability is preserved by the so-called KK parity which prohibits the decays of the LKP into SM particles. The geometry of the underlying space determines the particle spectrum of the model, thus the mass and the spin of the DM candidate, which in turn plays the key role in the phenomenological studies We present a model with two universal extra dimensions compactified on a real projective plane. This particular geometry is chosen because chiral fermions can be defined on such orbifold and the stability of the neutral dark matter candidate arise naturally from the intrinsic geometrical properties of the space without adding any new symmetries ad hoc. We present the particle spectrum at loop order up to the second level in Kaluza-Klein expansion. The particularity of the spectrum is that the mass splittings within each KK level are highly degenerated providing a very interesting potential signatures in the LHC. We study the dark matter phenomenology in our model and constrain the parameter space by comparing our results with WMAP data and direct detection experiments. Using the obtained bounds we focus on the collider phenomenology of our model

L'observation et l'étude des milieux moléculaires tel que le milieu interstellaire requièrent une connaissance détaillée des vitesses des processus de peuplement radiatifs et collisionnels afin d'accéder aux caractéristiques physiques (températures, densités, abondances des molécules, ...) de ces milieux. Les hydrures d'azote sont très présents dans les milieux interstellaires où ils s'avèrent être des intermédiaires de réaction important dans la chimie de l'azote. L'interprétation des observations des hydrures d'azote réalisées grâce au satellite HERSCHEL et l'interféromètre millimétrique ALMA, nécessite de connaître avec suffisamment de précision les taux de collision de ces molécules. Nous nous sommes donc intéressés dans cette thèse à la détermination des taux de collisions inélastiques des hydrures NH, NH2 et NH3 avec Ne, H2 et H, respectivement. A partir de surfaces d’énergie potentielle, les sections efficaces ont été obtenues pour les trois systèmes par la méthode exacte des équations couplées en utilisant les codes de dynamique moléculaire MOLSCAT et HIBRIDON. Les taux de collision sont ensuite obtenus pour des températures allant de 5 à 200 K. Enfin, les nouveaux taux de collisions de NH2 avec H2 ont été utilisés dans un code de transfert radiatif afin de reproduire les observations de NH2 en direction d'un nuage de formation d’étoile massive W31C. Nous montrons que les nouveau taux de collisions calculés apportent des contraintes sur les conditions physiques du nuage moléculaire. / Observation and study of interstellar molecular clouds require the knowledge of molecular data to derive the physical conditions (temperature, gas density, molecular abundance) of these media. Nitrogen hydrides are highly abundant species in the interstellar medium and they are found to be important reaction intermediates in the nitrogen chemistry. The interpretation of nitrogen hydrides observations from the HERSCHEL spatial observatory and the ALMA interferometer, requires accurate collisional rate coefficients of these molecules. The present thesis focuses on the determination of new rate coefficients for NH, NH2 and NH3 molecules in collision with Ne, H2 et H, respectively. Inelastic cross sections for the rotational excitation of all the studied systems have been computed with a close coupling method using the molecular dynamic codes MOLSCAT and HIBRIDON. The cross sections are then used to calculate the collisional rate coefficients for temperatures ranging from 5 to 200 K. The new rate coefficients were included in radiative transfer calculations in order to model the observed transitions of NH2 towards high-mass star-forming region W31C. We show that using the previously published rate coefficients instead of these new ones have a significant impact on the modeling, leading to important differences on the density, abundance and on the OPR of NH2. The new data will allow to put interesting constraints on the physical condition of the molecular cloud.

Measuring the composition of the planetary boundary layer is essential for monitoring pollutants and for understanding their impact on environment and health. Nadir satellite remote sensing is particularly appealing to sound this part of the atmosphere, but is however challenging because pollutants concentrations are generally weak and confined in a small part of the atmospheric column. Among the sounders currently in orbit, those operating in the thermal infrared have usually their maximum sensitivity in the mid-troposphere, and are thought to be inadequate to measure the near-surface atmospheric composition. Their sensitivity to this part of the atmosphere is indeed generally limited by low temperature contrast (called thermal contrast) between the ground and the air above it. Shortly before the beginning of this PhD, this has however been challenged with different studies, which have shown the possibility to measure air pollution with thermal infrared sounders in case of high thermal contrast conditions. This was especially demonstrated with the measurement of ammonia global distribution using the Infrared Atmospheric Sounding Interferometer (IASI). This work aims at fully exploring the capabilities of thermal infrared sounders to sound the near-surface atmospheric composition. It mainly focuses on the observations of the IASI instrument, and addresses the following questions: where and when is IASI sensitive to the near-surface atmosphere? How large and how variable is the sensitivity to near-surface pollutants? What are the parameters that drive this variability? The answers to these questions are looked at for two pollutants: sulphur dioxide (SO2) and carbon monoxide (CO), and are obtained through a series of different analyses. SO2 is the first constituent on which this work focuses. The retrieval of its near-surface concentration is first of all attempted in an area surrounding the industrial area of Norilsk. This region, well-known for the extraction of heavy metals and its extremely high levels of pollution, encounters large temperature inversions in winter, which trap SO2 close to the ground. By exploiting these (corresponding to high negative thermal contrast), we show that it is possible to retrieve the surface SO2 concentrations in the region. This is done using a simplified version of the optimal estimation method, based on the use of a total measurement error covariance matrix. Further, we show that the surface SO2 concentration retrieval using the ν3 band is limited, in addition to thermal contrast, by the strong water (H2O) absorption, which renders the lowest atmosphere opaque in this spectral range in case of large humidity. Two conditions are therefore shown to be required to monitor near-surface SO2 in the ν3 band: large thermal contrast and low surface humidity. These findings are confirmed with the retrieval of SO2 at global scale, performed using a newly developed retrieval scheme based on the conversion of radiance indexes into SO2 columns using look-up-tables. It is composed of two successive steps: 1) the determination of the altitude of SO2 and the selection of low plumes (below 4 km), 2) for the selected observations, the conversion of radiance indexes into integrated SO2 0–4 km columns. The distributions and time series so obtained are used to better characterise the variability of IASI sensitivity to surface SO2 in the ν3 band at the global scale, and more particularly, in terms of thermal contrast strength and total column of H2O.The characterisation of IASI sensitivity to CO is realised in a second part of the work. Radiative transfer simulations are conducted first to determine the possibility to detect enhancement in CO near-surface concentrations with IASI. The framework of the optimal estimation is then used to investigate the capability of IASI to decorrelate, as a function of thermal contrast, the CO concentration in the low troposphere from that in the high troposphere. Finally, comparisons of IASI CO observations with co-located aircraft and ground-based measurements are shown to confirm with real data how IASI sensitivity to near-surface CO varies in terms of thermal contrast conditions, and to which extent it allows determining the CO abundance in case of high pollution. / Mesurer la composition de la couche limite atmosphérique depuis les satellites est essentiel pour comprendre l’impact des polluants sur l’environnement global et sur la santé. Parmi les sondeurs actuellement en orbite, ceux opérant dans l’infrarouge thermique sont souvent considérés comme inadéquats pour cet objectif, leur sensibilité à l’atmosphère de surface étant généralement limitée par de faibles contrastes de température (appelés contrastes thermiques, TC) entre le sol et l’air au-dessus. Différentes études récentes ont cependant montré la possibilité de mesurer la pollution de l’air avec ce type de sondeur dans des conditions de TC élevé.Ce travail a pour objectif de redéfinir la capacité des sondeurs opérant dans l’infrarouge thermique à mesurer la composition de l’atmosphère de surface. Il se focalise sur les observations de l’instrument IASI (Interféromètre Atmosphérique de Sondage Infrarouge), et tente de répondre, pour les deux polluants que sont le dioxyde de soufre (SO2) et le monoxyde de carbone (CO), aux questions suivantes :Où et quand IASI est-il sensible à l’atmosphère de surface ?Quels sont les paramètres qui influencent cette sensibilité et dans quelle mesure?Dans une première partie, la thèse se focalise sur l’ajustement des concentrations de SO2 de surface pour la région industrielle de Norilsk, connue pour son niveau de pollution élevé. Nous montrons qu’il y est possible de restituer les concentrations de surface de SO2 en hiver, en exploitant les larges inversions de température (TC négatifs) qui s’y développent. Les restitutions reposent sur une version simplifiée de la méthode de l’estimation optimale, utilisant une matrice complète de l’erreur de mesure. En plus du TC, nous montrons que l’ajustement dans la bande ν3 du SO2 est également limité par la forte absorption de la vapeur d’eau (H2O), qui rend les basses couches de l’atmosphère opaques. La nécessité de combiner des TCs élevés et une faible humidité pour permettre la mesure du SO2 en surface est confirmée par une analyse à l’échelle globale, utilisant une méthode basée sur la mesure d’indices de radiance et leur conversion en colonnes de SO2 à l’aide de tables pré-calculées. Composée de 2 étapes, cette méthode identifie et sélectionne d’abord les panaches situés sous 4 km ;elle convertit ensuite les indices de radiance en colonnes de SO2 intégrées entre 0 et 4 km. Les distributions et séries temporelles obtenues sont utilisées pour caractériser, en termes de valeurs de TC et de colonnes totales d’H2O, la variabilité de la sensibilité de IASI au SO2 de surface dans la bande ν3.Dans la seconde partie du travail, des simulations de transfert radiatif sont entreprises pour déterminer la possibilité de détecter avec IASI des augmentations de la concentration de CO dans l’atmosphère de surface. Le formalisme de l’estimation optimale est aussi utilisé pour analyser l’influence du TC sur la capacité de IASI à décorreler les concentrations du CO dans la basse et la haute troposphère. Finalement, des comparaisons entre les concentrations de CO restituées des mesures IASI sous différentes conditions de TC et de pollution et celles mesurées par avions et par des stations au sol complètent la caractérisation. / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

Lorsque l’on veut sonder les structures internes de sources astronomiques non résolues par nos instruments modernes, la technique de la spectropolarimétrie a démontré etre une méthode à la fois indépendante et complémentaire des analyses spectrales et temporelles. Dans cette thèse, j’explore de façon théorique le signal de polarisation résultant des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG en français, AGN en anglais), dans lesquels on suppose que l’énergie radiative principale est crée paraccrétion autour d’un trou noir super-massif et qu’une partie importante des échappements de matère se fait sous la forme de vents d’éjection. Selon le Schéma Unifié des NAG, l’émission radiative résultante est fortement anisotrope, due au confinement des photons par un corps de poussère obscurcissant situé au niveau du plan équatorial. Les radiations sont donc forcées de s’échapper dans les directions polaires, photo-ionisant au passage les vents d’éjection coniques. Cette configuration asymétrique permet de justifier la dichotomie observationnelle des NAG en fonction de leur inclinaison spatiale; cependant, leurs propriétés difèrent aussi en fonction de la bande énergétique d’observation. Donc, afin de vérifier la stabilité du moèle unifié, il est nécessaire de le tester sur de multiples échelles de longueur d’onde afin d’en déduire de fortes contraintes morphologiques. / When probing the inner structures of unresolved astrophysical sources, spectropolarimetry has proven to be a solid tool, both independent and complementary to spectral and timing analyses. In this thesis, I theoretically explore the polarization of Active Galactic Nuclei (AGN), which are powered by accretion onto supermassive black holes and often reveal significant mass outflows. Their emission is strongly anisotropic and the standard model of AGN postulates that the anisotropy is caused by a confinement of the radiation in the funnel of an obscuring body of circumnuclear dust; the radiation is thus forced to escape along the funnel where it photo-ionizes conically shaped outflows. The asymmetrical configuration explains an observational dichotomy where AGN properties are characterized according to the observer’s line-of-sight. However, AGN observations differ significantly from one waveband to another and the broadband validity of the unified model has to be tested by a method that gives strong constraints on the AGN morphology. In this thesis, I subsequently investigate how morphological and composition constraints on the different substructures in thermal, radio-quiet Active Galactic Nuclei can be deduced from optical, UV and X-ray polarization properties.

L'époque de la Réionisation est la transition d'un Univers rempli d'hydrogène neutre et relativement froid à un Univers rempli de gaz chaud et ionisé. Cette transition intervient à peine un milliard d'années après le Big Bang. Le processus de réionisation est dû à l'émission de photons ionisants par les premières étoiles et premières galaxies à se former. Le travail de cette thèse consiste en l'étude de la formation des galaxies pendant et après la Réionisation, et en particulier de l'impact de cette dernière sur la formation stellaire. En utilisant des modèles et des simulations numériques, il est possible d'étudier le processus de Réionisation de l'Univers en détail, avec comme contraintes les observations du milieu inter-galactique et des galaxies à haut redshift. Dans cette thèse, je me suis concentré dans un premier temps sur les effets de coupure de la formation stellaire pendant et après la Réionisation de manière globale. J'ai eu accès à des simulations d'un nouveau type, qui modélisent la propagation du rayonnement ionisant couplé avec la dynamique et avec l'évolution des propriétés de la matière dans un volume cosmologique. J’ai aussi étudié en détail l'impact de la Réionisation sur les plus petites galaxies, en particulier, le cas de leur distribution spatiale dans l'Univers local, dans le but de reproduire et comprendre certaines observations. / The Epoch of Reionization is the transition from a Universe full of cold and neutral hydrogen to a hot and ionized Universe: it occurs one billion years after the Big Bang. The Reionization is driven by the ionizing photons emitted by the first stars and galaxies. This thesis analyses the galaxy formation during and after the Reionization. Focusing on the feedback of the Reionization on the stellar formation. Using models and numerical simulations, we can study in details the Reionization process. Observations of galaxies and intergalactic medium at high redshift constrain those models, as well as observations of the local Universe, which is the only place where low luminosity galaxies can be observed. In this thesis, I focus on the radiative suppression of stellar formation caused by the Reionization. For this purpose, I used a new generation of simulations, able to take into account the radiative transfer as well as the hydrodynamics in a cosmological volume. I also studied in details the Reionization of the smallest galaxies, focusing on their spatial distribution in the local Universe to understand and reproduce the observations. I looked in particular at the distribution of satellites around M31-like galaxies and find that the observed vast plane of satellites can be reproduced in our models.

The fundamental components of a coral reef are coral, algae, and sand. At its simplest assessing the status of a coral reef may be reduced to quantifying the relative benthic cover of these three bottom-types. While in situ surveys can provide an accurate census on an individual reef scale (10s of meters), the only feasible method to surveys coral reefs on a reef tract (10-100s of kilometers) or worldwide scale is through the use of remote sensing. Remote sensing is a means of surveying entire ecosystems. A major issue in remote sensing of coastal environments is the confounding effects of the water column on the signal emerging from the water column. We used a simulation method to model differing levels of environmental parameters, which occur in marine ecosystems, with HydrolightEcolight 5. Simulated data were interpolated with actual bottom; type spectra to determine the accuracy of a classification function developed in MATLAB. The aim was to distinguish bottom-types as well as predict levels of water column parameters. The results of this study demonstrate that bottom-type (78% algae, 84% coral, and 94% sand) and chlorophyll concentration (85-90% across range) are well determined, while depth and suspended sediment load are not as well predicted (<70%) and has a tendency to slightly over predict depth.