La thèse porte sur le rôle de la rotation planétaire dans la structure globale de l'interaction vent solaire/magnétosphère à partir de simulations magnétohydrodynamiques (MHD). Les magnétosphères planétaires du système solaire présentent une incroyable diversité, et notamment dans leurs configurations respectives de l'inclinaison de leur axe magnétique par rapport à leur axe de rotation. La durée des périodes de rotation par rapport au temps de relaxation de chaque magnétosphère diffère aussi d'une planète à l'autre. On distingue ainsi les rotateurs lents (Mercure et la Terre), pour lesquels le temps de relaxation est plus court que la période de rotation, des rotateurs rapides (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Dans le cas du rotateur lent Mercure, on s'intéresse à l'influence des paramètres du vent solaire sur la structure globale du champ magnétique et de l'écoulement. En appui à la mission spatiale BepiColombo, nous présentons des simulations effectuées pour deux modèles différents de champ magnétique herméen. Nous détaillons le rôle des fronts d'onde MHD stationnaires, en particulier les fronts stationnaires de mode lent dans la magnétogaine. Saturne présente la particularité d'avoir un axe magnétique parfaitement aligné avec son axe de rotation. C'est donc un cas de rotateur rapide stationnaire, qui nous permet d'étudier la structure globale du champ magnétique et de l'écoulement pour différentes orientations de l'IMF, mais aussi pour différentes vitesses de rotation de la planète. Enfin, le cas d'une configuration quelconque, avec un grand angle entre l'axe magnétique et l'axe de rotation planétaire, est étudié en présence d'un vent solaire magnétisé en s'inspirant de la configuration d'Uranus au solstice et à l'équinoxe. Dans la configuration « solstice », c'est à dire lorsque l'axe de rotation pointe vers le Soleil, on montre qu'une structure de nature alfvénique se développe en hélice dans la queue de la magnétosphère, et que les zones de reconnexion entre le champ magnétique planétaire et l'IMF, qui forment aussi une double hélice, ralentissent la progression de la structure alfvénique. A l'équinoxe, lorsque l'axe de rotation est toujours dans le plan de l’écliptique mais perpendiculaire à la direction Soleil-Uranus, la structure en hélice disparaît. / The topic of the thesis is the part of planetary rotation in the global structure of the solar wind interaction with planetary magnetospheres using MHD simulations. We discuss the distinction between slow and fast rotators from a MHD point of view. In the case of a non-rotating magnetosphere (as is the one of Mercury), the part of standing MHD modes is studied, along with a method to identify them in simulations. A fast-rotating but stationary magnetosphere (inspired by the case of Saturn) is presented in details and provides a good test to validate the new version of the AMRVAC code allowing for any configuration regarding the respective directions of the planetary spin axis, planetary magnetic axis, solar wind inflow direction, and IMF orientation. Finally, a random configuration, with a large angle between the planetary spin and magnetic axis, is analyzed for the first time in presence of a magnetized solar wind, using configurations inspired from the planet Uranus at solstice and equinox.

Comprendre les variations de l’irradiance solaire, notamment dans le domaine UV, est essentiel pour les modèles climatiques. Les modèles d’irradiance sont précieux pour reconstruire l'irradiance solaire spectrale (SSI) en l'absence d'observations ou lorsque celles-ci manquent de stabilité. Cependant, ils font certaines hypothèses sur les structures solaires. Nous visons ici à contraindre ces hypothèses en caractérisant le contraste UV des structures solaires. Grâce aux données du satellite Solar Dynamic Observatory (SDO)entre 2010 et 2016, nous quantifions pour la première fois les contrastes dans l'UV. L'étude du contraste des structures solaires et de leur segmentation montre que des seuils photométriques sont nécessaires pour segmenter correctement les structures solaires, principalement en UV, en raison de la coexistence de structures sombres et brillantes pour la même valeur du champ magnétique. Certains pixels classés parmi le Soleil calme par le modèle SATIRE-S appartiennent en fait aux facules, mais ils sont trop peu nombreux pour avoir un impact sur les reconstructions de SSI. Nos résultats soulignent l'importance des observations multi-longueurs d'onde pour mieux contraindre l'identification des structures. Distinguer réseau et facule est essentiel pour reconstruire la SSI sur une longue période, et la prise en compte de la dépendance du contraste du réseau par rapport au champ magnétique améliore la reconstruction de la SSI. Enfin, nous ne trouvons aucun indice de variations du contraste durant le cycle solaire.Nous présentons aussi des résultats sur les corrélations entre les émissions Hα et Ca II des étoiles de type solaire. Nous montrons que l’hypothèse de Meunier et al., 2009 pour expliquer les anti-corrélations de certaines étoiles est confirmée par nos résultats. / Understanding solar irradiance variations,in particular in the ultraviolet wavelength range, is essential for climate modelling. Solar irradiance models are precious for reconstructing the spectral solar irradiance (SSI) in the absence of observations or when they lack stability. However, they come with their assumptions. Here we aim here to constrain these in the UV by characterising the contrast of solar magnetic features in the UV.From solar images taken by the Solar Dynamic Observatory (SDO) between 2010 and 2016, we quantify UV contrasts the first time. The study of the contrast of the solar structures and their segmentation shows that photometric thresholds are necessary to properly segment solar structures, mainly in the UV, because of the coexistence of both dark and bright structures for the same value of the magnetic field. Some pixels that are classified as quiet-Sun by the SATIRE-S model actually belong to faculae, but they are too few to have a significant impact on SSI reconstructions. Our results highlight the importance of multi-wavelength observations for better constraining the identification of structures. Distinguishing network and faculae is essential for such reconstructions over a long period, and using a network with magnetically variable contrast improves SSI reconstruction, Finally, we find no evidence of contrast variations during the solar cycle.We also present results on the correlations between Hα and Ca II emissions of Sun-like stars. We show that the hypothesis of Meunier et al., 2009 to explain the anti-correlations of certain stars corresponds to our observations.

Le chauffage de la couronne et la formation du vent solaire sont plus que jamais d'actualité en astrophysique stellaire. En ce qui concerne le vent solaire, nous avons cherché à vérifier l'hypothèse selon laquelle il est issu des frontières de régions actives. En combinant l'imagerie en rayons X et Extrême Ultra Violet (EUV), la spectroscopie EUV et les mesures de champ magnétique longitudinal au niveau de la photosphère, nous avons développé une technique d’estimation quantitative des échanges de masse entre deux régions actives. Nous avons ainsi montré que cet échange n'est pas négligeable devant le flux de matière participant au vent solaire. Une attention particulière a été apportée aux traitements des données spectroscopiques notamment en ce qui concerne la référence en longueur d'onde. En effet, celle-ci est cruciale pour déterminer les vitesses y compris leurs signes dans les échanges. Sur la thématique des micro-événements de chauffage, nous avons développé une méthode de détection à partir d'images prises à haute cadence en rayons X. A l'aide de données spectroscopiques, nous avons pu estimer les vitesses Doppler et l’élargissement Doppler des raies dans les événements et les comparer au reste du champ de vue. Nous en avons déduit l’énergie contenue dans les vitesses non résolues, susceptible de contribuer au chauffage, qui s’avère être comparable aux pertes radiatives observées dans les régions actives. / The coronal heating and the formation of the solar wind are one of the core issues in stellar astrophysics.Concerning the solar wind, we have undertaken to verify the hypothesis that its origin is located at the borders of active regions. By combining X-ray and Extreme Ultra Violet (EUV) images, EUV spectroscopy and measurements of the longitudinal magnetic field at the photosphere, we have developed a technique for quantitatively estimating the mass exchange between two active regions. We have shown that this mass exchange is significant compared to the flow of material involved in the solar wind. Particular attention was paid to the analysis of spectroscopic data and more specifically the issue of reference wavelength. Indeed, it is crucial to determine the speeds including their signs in the exchange. On the topic of heating micro-events, we have developed a method for detecting micro-events from high-cadence X-ray images. With the help of spectroscopic data, we have been able to estimate the Doppler velocities and Doppler broadening of the lines in the events and compare them to the rest of the field of view. We derived the energy in the unresolved velocities, which can contribute to the heating, which turns out to be comparable to the radiative losses observed in active regions.

Le but de ce travail est d'étudier et de développer des voies pour améliorer l'efficacité des cellules solaires à base de Kesterite. La première partie de ce manuscrit traite du développement d’un procédé de base : le mécanisme de formation de l’absorbeur est étudié en fonction des conditions de croissance du composé Cu2ZnSnS4 (CZTS à base de soufre pur) et Cu2ZnSnSe4 (CZTSe à base de sélénium pur). Un procédé séquentiel en deux étapes a été utilisé pour synthétiser l’absorbeur en Kesterite. La première étape est un dépôt par pulvérisation cathodique des précurseurs métalliques (Cu, Zn et Sn élémentaires) et la deuxième étape consiste en un recuit des précurseurs sous atmosphère de sélénium (pour le CZTSe dans un réacteur semi-ouvert) ou de soufre (pour le CZTS dans un réacteur ouvert). Différentes optimisations du procédé sont réalisées pour améliorer la microstructure et les performances des dispositifs. Dans le cas du dispositif à base de CZTSe, le meilleur rendement de conversion photovoltaïque obtenu est de 7,6% en utilisant un profil de température en deux étapes et un suscepteur fermé. Pour les cellules solaires à base de CZTS, la meilleure performance obtenue est de 5,9% grâce à l’optimisation de la température et de la pression partielle ensoufre : Les performances des dispositifs augmentent avec la pression partielle en soufre.L’incorporation de Na (Sodium) et de Sb (Antimoine) dans les absorbeurs Kesterite en pur soufre a été testée comme la première stratégie pour améliorer les performances des dispositifs à base de CZTS. L'incorporation de Sb n‘entraîne pas d'amélioration en termes de propriétés des matériaux ou des dispositifs, tandis que le co-dopage avec Na et Sb a montré une morphologie améliorée des absorbeurs. Cependant, cette amélioration n’est suivie d’aucun effet sur les propriétés photovoltaïques du dispositif. L’incorporation de Sb n’est donc pas bénéfique pour la cellule solaire à base de CZTS. D'autre part, la contamination intentionnelle avec du Na s'est avérée bénéfique pour les cellules solaires, particulièrement pour la tension en circuit ouvert. Par conséquent, l’efficacité des dispositifs avec une teneur en Na optimisée est doublée (> 4,5 %) par rapport à celle des échantillons de référence sans Na.La seconde étude pour améliorer les performances des cellules solaires à base de Kesterite concerne l’introduction de gradients de chalcogènes (S/Se) dans l’épaisseur de l’absorbeur. Le but est d’obtenir des gradients de bande interdite afin d’augmenter la longueur de collection des porteurs et de diminuer les phénomènes de recombinaison. Dans ce but, deux procédés sont développés pour réaliser des gradients simples (en face avant ou en face arrière de l’absorbeur). Ces procédés consistent en des recuits successifs (sulfurisation/sélénisation) d’empilements de précurseurs. Pour obtenir un gradient en face avant, un recuit de sulfurisation à différentes températures et durées est appliqué après un recuit de sélénisation standard. Une température plus importante entraîne un gradient plus marqué. Une couche de défaut à base de soufre pur est également formée au cours de ce processus, qui peut être éliminée à l'aide d'une gravure au HCl. Le rendement de conversion photovoltaïque le plus élevé obtenu à l’aide de ce procédé est de 3,5%. Pour obtenir un gradient en face arrière, un recuit de sulfurisation à différentes températures avant un recuit de sélénisation standard a été utilisé. A faible température de sulfurisation, des absorbeurs avec une bonne morphologie ont été obtenus mais sans gradient de composition en chalcogène tandis que l’utilisation de températures de sulfurisation plus importantes ont entraîné l’apparition de gradients de composition mais ont détérioré la morphologie des absorbeurs. Ainsi, les voies et limites pour réaliser des absorbeurs de Kesterite à gradient de bande interdite sont proposées. / The goal of this work is to study and to develop routes toward efficiency improvement of Kesterite based solar cells. The first part of the manuscript deals with the development of a baseline process: formation mechanism of the absorber is studied according to the growth condition for both Cu2ZnSnS4 (pure sulfur absorber CZTS) and Cu2ZnSnSe4 (pure selenium absorber CZTSe) compounds. Two-step sequential process is used for synthesizing Kesterite material. The first step consists in the sputtering deposition of pure metallic precursors (elemental Cu, Zn, and Sn) and the second step consists in the annealing of precursors under selenium (for CZTSe in a semi-open reactor) or sulfur (for CZTS in an open reactor). In the case of CZTSe based solar cell, a maximum power conversion efficiency of 7.6% has been obtained using a two-step temperature profile and a closed susceptor. The best performance for a CZTS based device is 5.9%, this result has been obtained by optimizing the process temperature and sulfur vapor pressure: the higher sulfur vapor pressure the better device performance.Incorporation of Na (Sodium) and Sb (Antimony) in the pure sulfur Kesterite absorber has been tested as a first strategy to enhance performances of CZTS devices. Incorporation of Sb does not show any improvement in terms of material or device properties, whereas improved morphology is obtained by co-doping with Na and Sb. However, this improvement is not related to any effect on device properties. Thus, using Sb proved to be not beneficial for the CZTS-based solar cell. On the other hand, intentional contamination with Na is found to be beneficial particularly in terms of open circuit voltage. As a result, the device power conversion efficiency with optimized Na content is doubled (> 4.5%) compared to the reference sample without Na.The second study to increase efficiencies in Kesterite solar cells deals with the introduction of chalcogen (S/Se) gradients as the function of depth in the absorber. The aim is to obtain bandgap gradients in order to increase carrier collection length as well as decrease carrier recombination. For this purpose, two processes are developed to realize only simple grading (front or back surface gradients) which consist of sequential annealing stages (sulfurization/selenization) of precursor stacks. To obtain a front surface gradient, a sulfurization step at various temperatures and for different duration has been tested after a standard selenization process. A higher sulfurization temperature shows a higher degree of grading. A pure sulfur-based defect layer is also formed during this process, which can be removed using an HCl etching. A maximum efficiency of 3.5% is achieved with a CZTS-based device using this synthesis process. To realize back grading, variable temperature sulfurization annealing prior to a standard selenization process has been used. At a low temperature of sulfurization, good absorber morphologies are obtained but without the evidence of chalcogen gradient while using higher sulfurization temperature leads to graded absorbers but with poor morphology. Thus, the routes and limitations to realize kesterite absorber with gradient are proposed.

Ce travail porte sur l'élaboration de cellules solaires CuInSe2 (CIS) en couches minces. Différentes techniques de croissance ont été mises en œuvre pour concevoir les matériaux composant la structure photovoltaïque. Ainsi, l'absorbeur CuInSe2 a été déposé par coévaporation sous vide (PVD) sur un substrat de verre recouvert de molybdène. Un système de détection de la lumière diffusée (SLS) par l'échantillon a été développé pour permettre le suivi in situ des transitions de phases pauvres/riches en cuivre. Cela a permis la croissance de couches de CuInSe2 à larges grains ainsi que le contrôle de leurs propriétés électro-optiques. La couche tampon de CdS a été obtenue par bain chimique (CBD) et son épaiseur optimisée par un procédé original où le substrat est directement chauffé par conduction. Enfin, la couche fenêtre de ZnO a été élaborée par divers procédés de croissance tels que l'électrodéposition (ED) et le dépôt par couches atomiques (ALD). Les propriétés structurales, optiques et électriques des différentes couches minces sont étudiées et mises en relation avec les performances photovoltaïques des cellules élaborées. / The aim of this work is the design of thin film CuInSe2 solar cells. Different growth techniques have been used to elaborate the layers involved in this photovoltaic stack. Thus, the absorber CuInSe2 has been deposited by coevaporation under vacuum (PVD) onto a molybdenum coated glass substrate. A scattered light monitoring system (SLS) has been designed in order to follow in situ the copper poor/rich phases transitions. It has led to the growth of CuInSe2 layers made of large crystalline grains with both high optical and electrical properties. The CdS buffer layer has been elaborated by chemical bath deposition (CBD) and its thickness has been tuned by an original process involving a conduction heated holder. Finally, the ZnO window layer has been grown by various techniques such as electrodeposition (ED) and atomic layer deposition (ALD). Structural, optical and electrical properties of all these thin films have been studied and correlated with the photovoltaic parameters of the solar cells elaborated.

Ce travail est consacré à l‟étude de la stabilité photochimique de nanocomposites polymère / argile en vue de leur insertion dans un système multicouche organique / inorganique pour l‟encapsulation des cellules solaires organiques. L‟objectif est d‟obtenir des films de nanocomposites polymère / argile flexibles, transparents, pouvant être mis en oeuvre par voie liquide, et photochimiquement stables. Dans une première partie, la caractérisation de nanocomposites à base d‟alcool polyvinylique (PVA) a montré leur aptitude à être insérés dans un système multicouche, notamment en ce qui concerne les propriétés barrière aux gaz. L‟étude du comportement photochimique du PVA basée sur l‟identification des produits de dégradation a permis de proposer un mécanisme de photooxydation du PVA et de déterminer les effets du photovieillissement sur les propriétés du film (rugosité, perméabilité, transparence). L‟insertion de nanocharges lamellaires (Montmorillonite, Laponite ou Hydroxydes Doubles Lamellaires) dans le PVA induit des effets différents (prodégradant ou stabilisant) en fonction de la nature de l‟argile (naturelle ou synthétique). Cependant, lors d‟irradiations en absence d‟oxygène, le PVA et les nanocomposites PVA / argile sont très stables. Enfin, l‟encapsulation alternant couche inorganique SiOx et couche organique PVA ou nanocomposite PVA / argile, permet d‟atteindre les niveaux de perméation requis pour les cellules solaires organiques pour des applications nomades. / This work was devoted to the study of the photochemical behavior of polymer / clay nanocomposites with the aim to use these nanocomposites in a multilayer organic / inorganic coating for organic solar cells encapsulation. The goal of this work was to obtain polymer / clay nanocomposite films that are flexible, transparent, which can be processed by solution, and that are photochemically stable. In the first part, the characterization of nanocomposites based on polyvinyl alcohol (PVA) has shown their ability to be inserted into a multilayer system, particularly for gas barrier properties. The study of the photochemical behavior of PVA with the identification of photodegradation products allows us to propose a photooxidation mechanism of PVA and to determine the effects of photoageing on the film properties (roughness, permeability, transparency). The insertion of lamellar nanofillers (Montmorillonite, Laponite or Layered Double Hydroxide) in PVA induces different effects (prodegradant or stabilising) depending on the nature of the clay (natural or synthetic). However, in absence of oxygen, the PVA and PVA / clay nanocomposites are very photostable. Finally, encapsulation alternating inorganic SiOx layer and PVA or PVA / clay nanocomposite layer permits to obtain the permeability levels required for organic solar cells in niche markets (consumer electronics).

La thèse a pour but d’élaborer et d’étudier les potentialités des semi-conducteurs organiques, transporteurs de trous (HTMs) pour l’application photovoltaïque à l’aide de cellules solaires à base de pérovskite (PSCs). Plusieurs familles de molécules HTM ont été préparées et déposées en solution pour l’élaboration des cellules solaires. L'objectif principal étant d'étudier et d’apporter des informations sur la relation entre la structure moléculaire des nouveaux matériaux de transport de trous et les performances photovoltaïques obtenues, cette étude contribue à une meilleure compréhension fondamentale des propriétés requises des matériaux de transport de trous pour de meilleures performances photovoltaïques.La première étude concerne l’élaboration d’une molécule de type p à base de thieno [3,2-b] thiophène comme élément central avec des dérivés de dimethoxytriphenylamine comme donneurs d’électrons aux extrémités. Différentes conformations sont proposées et révèlent des performances photovoltaïques significativement différentes dans les dispositifs PSC. Notons par exemple, qu’une conformation de structure planaire favorisent la conjugaison avec des valeurs élevées de mobilités et conductivités obtenues.Dans la seconde étude, des molécules donneur-accepteurs à base de dérivés d’acridone 9 (10H) comme accepteur ont été élaborés. En y associant différents fragments donneurs d'électrons, on obtient des structures présentant des caractéristiques favorables à la fois pour de bons transferts de charge intramoléculaire (ICT) et des niveaux d’énergie HOMO-LUMO adaptés et favorisant l’injection des trous de la pérovskite vers l’électrode métallique via le HTM. Des études similaires ont été effectuées avec la thioxanthone.A partir d’un précurseur bon marché et d’une préparation aisée, la troisième étude a permis de synthétiser un dérivé de 9,9’-biacridone, molécule push-pull de type p révélant une structure tridimensionnelle, similaire à celle du Spiro-OMeTAD, molécule référence pour les PSCs.Enfin, la dernière étude concerne l’élaboration de molécules donneur-accepteur à base de thiéno [3,4-c] pyrrole-4,6-dione (TPD). La motivation de cette partie est le développement de la molécule à structure planaire améliorant l’empilement π-π dans la fabrication de dispositifs sans joints de grains. Ces molécules possèdent également un fort caractère ICT, une conjugaison π étendue sur toute la structure et une bonne solubilité ce qui en fait un candidat HTM idéal pour la réalisation d’un dispositif PSCs sans dopant. / The aim of the thesis is to develop and study the potential of organic hole transporting materials (HTMs) for photovoltaic applications using perovskite-based solar cells (PSCs). Several families of HTM molecules have been prepared and deposited in solution for the fabrication of solar cells. Since the main objective is to study and provide information on the relationship between the molecular structure of new hole transport materials and the photovoltaic performances obtained, this study contributes to a better fundamental understanding of the required properties of hole transport materials for better photovoltaic performance.The first study concerns the development of p-type molecules based on Thieno [3,2-b] thiophene as a central unit and π-linker with dimethoxytriphenylamine as end-capping electron donors. Different configurations are designed and revealed significantly different photovoltaic performances in the PSC devices. Remarkable, a planar structure with linear conjugation shows higher values of mobility and conductivity than others, thus it improved device performances.In the second study, donor-acceptor molecules based on 9(10H)Acridone derivatives as an acceptor were developed. By incorporating different electron-donating fragments, we obtain structures with favorable characteristics for both good intramolecular charge transfer (ICT) character and adequate HOMO-LUMO energy levels. Their energy levels are suitable for collecting and injecting the holes from perovskite to the metal electrode through the HTM. Similar studies have been done with Thioxanthone.Using a cheap precursor and facile preparation, the third study synthesized a 9.9'-biacridone derivative. These p-type molecules possess a three-dimensional structure which is similar to that of Spiro-OMeTAD, state-of-the-art molecule for PSCs.Finally, the last study focus on the development of donor-acceptor molecules based on thieno [3,4-c] pyrrole-4,6-dione (TPD). The objective is elaboration of the planar structure molecule which could be improved the π-π stacking effect in the device fabrication without grain boundaries. These molecules also own a strong ICT character, an extended π-conjugation on the whole structure and a good solubility which makes it an ideal candidate for the dopant-free HTM in PSCs.

Nous passons en revue les problèmes actuels de la physique solaire et de la météorologie de l'espace (Space Weather) pour montrer à quel point il est important de comprendre le comportement et l'origine du champ magnétique de la couronne solaire qui émerge à travers la chromosphère. Il est montré que les modèles hydrostatiques à 1D sont insuffisants pour décrire l'extension de la chromosphère au delà de 2Mm et les modèles empiriques sont encore loin d'expliquer ce phénomène. Toutes les méthodes classiques essayées pour mesurer l'épaisseur et la forme de la chromosphère sont soigneusement analysées, en particulier les méthodes absolues qui utilisent le disque entier du Soleil observés dans les raies chromosphériques. Les principales sources de distorsions dues aux instruments et à l'atmosphère terrestre sont étudiées et des valeurs numériques de l'effet de la réfraction différentielle R.D. sont données, ainsi que les paramètres pour effectuer les observations du bord solaire. Des mesures précises des variations de l'épaisseur de la chromosphère sont analysées en utilisant toutes les observations disponibles (en dehors des régions actives), y compris quelques données originales mais limitées obtenues avec le meilleur coronographe de l'Observatoire NSO - Sacramento Peak au Nouveau-Mexique (USA). Nous présentons de nouvelles valeurs de l'épaisseur de la chromosphère solaire en utilisant une méthode relative pour le minimum et pour le maximum du cycle des taches solaires, prouvant que l'ovalisation de la chromosphère solaire varie et que son origine est magnétique. Dans l'avenir pour collecter plus de données systématiques, un instrument efficace a été développé au Laboratoire Solaire de l'Université de Luanda est ici décrit et quelques résultats du prototype sont illustrés.

Les corps planétaires sans champ magnétique intrinsèque, tels que Mars et Vénus, mais possédant une atmosphère, possèdent une queue magnétosphérique comme celle observée à l'arrière des comètes. Ces queues magnétosphériques sont le résultat de l'interaction directe entre le vent solaire (plasma constitué d'ions et d'électrons éjectés par le Soleil) et l'ionosphère de ces planètes. Une étude comparative de ces deux planètes est aujourd'hui possible. En effet, ASPERA-3 à bord de Mars Express (MEX) est actuellement en orbite autour de Mars et ASPERA-4, réplique d'ASPERA-3, à bord de Venus Express, en orbite autour de Vénus depuis Avril 2006. Ces expériences, construites en partenariat international avec une participation importante du CESR, donnent la possibilité d'étudier et de comparer, au moyen d'une instrumentation identique, l'interaction des deux planètes avec le vent solaire. Il est maintenant admis qu'en l'absence d'obstacle magnétique efficace, comme c'est le cas sur la Terre, protégée par sa magnétosphère, les atmosphères des planètes telles que Mars et Vénus sont soumises à une érosion intense au contact du vent solaire. Les modèles prédisent un effet cumulé très important à l'échelle de milliards d'années, potentiellement capable de dissiper une atmosphère primitive dense, nécessaire au maintient de l'eau sous forme liquide. Cependant, les mesures récentes de MEX montrent que si les échappements de l'atmosphère résultant de cette interaction sont importants, ils ne peuvent probablement pas expliquer la disparition des océans primitifs de Mars. A I'origine, Vénus devait également être recouverte d'eau, mais cette dernière s'est évaporée et le peu qu'il en reste (sous forme de vapeur) continue de s'en échapper comme en témoignent les taux d'échappement actuels d'hydrogène et d'oxygène calculés à partir des mesures de VEX. Cette thématique, qui nécessite d'aborder les planètes en tant que systèmes, constitués d'enveloppes en interaction mutuelle, avec à leur sommet le vent solaire, est fondamentale pour comprendre l'évolution des planètes tellurique en référence à la Terre. 1) Le problème “planétologique“ Il consiste à étudier de façon spécifique l'échappement des ions planétaires de Mars et Vénus. La résolution de ce problème passe par l'étude de la structure de cette interaction du vent solaire avec la planète ou plus précisément du couplage entre un vent de plasma rapide, sans collision, et un gaz neutre via des processus d'ionisation. En effet, cette interaction conduit à la formation d'un sillage rempli d'ions d'origine atmosphérique. La comparaison des environnements ionisés des deux planètes a révélé des similitudes et des différences dans les diverses régions plasma qui les entourent. Le calcul des taux d'échappement – ici échappement causé par l'interaction avec le vent solaire – permet de quantifier la perte atmosphérique et de mieux comprendre le rôle de ce type d'échappement dans la disparition de l'eau sur Mars et Vénus. 2) Le problème “physique“ Il consiste à étudier les mécanismes physiques responsables de l'échappement du matériel planétaire. L'étude de l'accélération des ions en fonction de différentes régions magnétosphériques révèle des différences à l'origine de la répartition spatiale et énergétique des différents ions, observés dans les queues de Mars et Vénus. Les mécanismes d'accélération agissant dans la région centrale de la queue, la plasma sheet sont dus à la forte tension magnétique jxB et à un champ électrique de polarisation. La seconde région, plus externe est le siège d'une accélération par le champ électrique interplanétaire et à un champ électrique de séparation de charge

Les installations de production d'eau chaude solaire collective ayant peu évolué ces vingt dernières années, il paraissait important de rechercher des innovations afin de les améliorer d'un point de vue technico-économique.<br />Nous avons ainsi conçu un ballon de stockage à stratification, fonctionnant aussi bien dans les installations individuelles que dans les installations collectives.<br />La simulation du comportement d'un ballon domestique puis collectif grâce au code CFD Fluent a permis de mettre en évidence l'influence positive de la présence d'injecteurs à plaques sur les entrées solaires ainsi que sur l'entrée d'eau froide.<br />Les résultats expérimentaux, obtenus grâce à la mise en place d'un banc expérimental, ont permis de valider le modèle CFD ainsi que l'utilisation des injecteurs à plaques vis-à-vis de la stratification thermique. Une étude par injection de colorant a également permis d'étudier qualitativement la stratification au sein du ballon.<br />L'objectif du travail étant d'optimiser les installations solaires d'eau chaude collective, nous avons élaboré un modèle avec le logiciel TRNSYS. Il permet de simuler l'ensemble des composants intervenant dans la production solaire d'eau chaude sanitaire de telles installations. La validation du modèle de référence développé a été réalisée grâce à des données expérimentales. En effet, l'installation solaire de la maison de retraite « Les Berges de l'Hyères » située à Chambéry (73) a été instrumentée de façon à obtenir notamment le bilan énergétique aux bornes de chaque composant. La comparaison des résultats expérimentaux et numériques indique la cohérence du modèle, bien que des différences, néanmoins explicables, persistent.<br />Ce modèle a ensuite servi de base de comparaison dans la proposition d'installations innovantes plus performantes sur le plan énergétique. La comparaison des différentes solutions est basée sur le taux de couverture solaire corrigé. Contrairement au taux de couverture défini dans la Garantie de Résultats Solaires (GRS), le taux de couverture solaire corrigé considère l'énergie d'appoint ainsi que l'énergie nécessaire au fonctionnement des auxiliaires. Les conclusions à l'issue de ces simulations sont très satisfaisantes. En effet, les installations solaires collectives décentralisées atteignent des taux de couverture solaire corrigés de 30% et réduisent ainsi sensiblement les rejets de CO2. Nous avons également mis en évidence l'intérêt de faire fonctionner l'installation en débit variable. L'alimentation des pompes grâce à des cellules photovoltaïques est également très prometteuse.<br />Enfin, l'analyse économique montre que les installations à production solaire centralisée et à appoint individualisé, ainsi que les installations décentralisées, permettent d'effectuer des économies non négligeables sur la fourniture de l'énergie d'appoint. Cependant, l'investissement initial est fonction du nombre de ballons mis en place, et par conséquent, les temps de retour sont plus ou moins intéressants.