Cette thèse étudie l'influence des échelles stellaires et galactiques sur l'observation de jeunes amas stellaires. Une étude complète du phénomène de ségrégation de masse est faite pour en déduire l'erreur systématique induite lors de l'estimation de la masse de ces amas jeunes à partir des observations (lumineuses) et du théorème du viriel. Cette étude a été rendue possible par le développement de bibliothèques ruby permettant d'interfacer évolution stellaire et banque spectrale avec l'analyse. L'influence des échelles galactiques est explorée via la reproduction du système des Antennes et la récupération du tenseur de marée correspondant le long de l'orbite d'un amas dans ce système. Les implications de ce concept sont discutées, notamment l'apparition de zones complètement compressives possiblement à l'origine de la formation d'une partie des amas observés ou de leur survie primordiale. Son inclusion dans un code à sommation directe a été effectuée.

Un module de calcul des coefficients de transport a été implementé, puis appliqué à différents systèmes tels que le zinc pur, les phases MAX 312, les demi-Heusler, ou les Skutterudites. Dans ce travail nous montrons en particulier que des approximations simples pour les processus de diffusion suffisent à évaluer ces coefficients avec une précision raisonnable. Ainsi le coût de calcul reste suffisamment modeste pour envisager l'utilisation de ces calculs dans la recherche de nouveaux matériaux thermoélectriques. De plus nous montrons que le calcul des vitesses des électrons par la technique de différentiation spectrale donne de bons résultats ce qui accélère encore le calcul. Nous terminons ce travail par un chapitre sur l'approximation de l'échange exact pour le calcul de la structure électronique des systèmes fortement corrélés

L'étude de nombreux phénomènes astronomiques repose sur la recherche de périodicités dans des séries temporelles (courbes de lumière ou de vitesse radiale). En raison des contraintes observationnelles, la couverture temporelle des données résultantes est souvent incomplète, présentant des trous périodiques ainsi qu'un échantillonnage irrégulier. L'analyse du contenu fréquentiel de telles séries basée sur le spectre de Fourier s'avère alors inefficace et les méthodes heuristiques de déconvolution de type CLEAN, couramment utilisées en astronomie, ne donnent pas entière satisfaction. Cette thèse s'inscrit dans le formalisme fréquemment rencontré depuis les années 1990 abordant l'analyse spectrale sous la forme d'un problème inverse, le spectre étant discrétisé sur une grille fréquentielle arbitrairement fine. Sa régularisation est alors envisagée en traduisant la nature a priori parcimonieuse de l'objet à reconstruire: nous nous intéressons ici à la recherche de raies spectrales. <br />Une première approche envisagée a trait au domaine de l'optimisation et consiste à minimiser un critère de type moindres carrés, pénalisé par une fonction favorisant les solutions parcimonieuses. La pénalisation par la norme l1 est en particulier étudiée en extension à des variables complexes et s'avère satisfaisante en termes de modélisation. Nous proposons des solutions algorithmiques particulièrement performantes permettant d'envisager une analyse à très haute résolution fréquentielle. <br />Nous étudions ensuite la modélisation probabiliste des amplitudes spectrales sous la forme d'un processus Bernoulli-Gaussien, dont les paramètres sont estimés au sens de la moyenne a posteriori à partir de techniques d'échantillonnage stochastique, permettant d'envisager une estimation totalement non supervisée. L'interprétation probabiliste du résultat ainsi que l'obtention conjointe des variances associées, sont alors d'un intérêt astrophysique majeur, s'interprétant en termes de niveaux de confiance sur les composantes spectrales détectées. Nous proposons dans un premier temps des améliorations de l'algorithme échantillonneur de Gibbs permettant d'accélérer l'exploration de la loi échantillonnée. Ensuite, nous introduisons des variables de décalage fréquentiel à valeur continue, permettant d'augmenter la précision de l'estimation sans trop pénaliser le coût calculatoire associé. <br />Pour chaque méthode proposée, nous illustrons sur des simulations la qualité de l'estimation ainsi que les performances des algorithmes développés. Leur application à un jeu de données issu d'observations astrophysiques est enfin présentée, mettant en évidence l'apport d'une telle méthodologie par rapport aux méthodes d'analyse spectrale habituellement utilisées.

Thèse doctorat : Automatique Industrielle : Villeurbanne, INSA : 2005. / Titre provenant de l'écran-titre. Bibliogr. p. 281-293.

Reproduction de : Thèse de doctorat : Mécanique : Lille 1 : 2005. / N° d'ordre (Lille 1) : 3744. Résumé en français et en anglais. Titre provenant de la page de titre du document numérisé. Bibliogr. p. 167-171.

En traitement du signal audio, l'analyse est une étape essentielle permettant de comprendre et d'inter-agir avec les signaux existants. En effet, la qualité des signaux obtenus par transformation ou par synthèse des paramètres estimés dépend de la précision des estimateurs utilisés. Cependant, des limitations théoriques existent et démontrent que la qualité maximale pouvant être atteinte avec une approche classique peut s'avérer insuffisante dans les applications les plus exigeantes (e.g. écoute active de la musique). Le travail présenté dans cette thèse revisite certains problèmes d'analyse usuels tels que l'analyse spectrale, la transcription automatique et la séparation de sources en utilisant une approche dite "informée". Cette nouvelle approche exploite la configuration des studios de musique actuels qui maitrisent la chaîne de traitement avant l'étape de création du mélange. Dans les solutions proposées, de l'information complémentaire minimale calculée est transmise en même temps que le signal de mélange afin de permettre certaines transformations sur celui-ci tout en garantissant le niveau de qualité. Lorsqu'une compatibilité avec les formats audio existants est nécessaire, cette information est cachée à l'intérieur du mélange lui-même de manière inaudible grâce au tatouage audionumérique. Ce travail de thèse présente de nombreux aspects théoriques et pratiques dans lesquels nous montrons que la combinaison d'un estimateur avec de l'information complémentaire permet d'améliorer les performances des approches usuelles telles que l'estimation non informée ou le codage pur.

Cette thèse s'inscrit dans la théorie des matrices aléatoires, à l'intersection avec la théorie des probabilités libres et des algèbres d'opérateurs. Elle s'insère dans une démarche générale qui a fait ses preuves ces dernières décennies : importer les techniques et les concepts de la théorie des probabilités non commutatives pour l'étude du spectre de grandes matrices aléatoires. On s'intéresse ici à des généralisations du théorème de liberté asymptotique de Voiculescu. Dans les Chapitres 1 et 2, nous montrons des résultats de liberté asymptotique forte pour des matrices gaussiennes, unitaires aléatoires et déterministes. Dans les Chapitres 3 et 4, nous introduisons la notion de fausse liberté asymptotique pour des matrices déterministes et certaines matrices hermitiennes à entrées sous diagonales indépendantes, interpolant les modèles de matrices de Wigner et de Lévy.

Ce travail de thèse est consacré dans un premier temps à l'étude des propriétés spectrales de localisation dynamique pour des opérateurs de Schrödinger ainsi qu'à leur classification.Nous allons introduire trois classes de propriétés équivalentes en cherchant à établir le lien entre elles d'une façon optimale que nous illustrerons par des contre-exemples.Certaines de ces propriétés s'avèrent jouer un rôle crucial dans l'étude mathématique de plusieurs phénomènes issus de la physique, notamment la quantificationde la conductance de Hall et l'apparition des plateaux dûs aux états localisés.Nous nous intéressons ainsi dans la seconde partie, aux conductances de Hall et de bord pour des modèles désordonnés continus et en présence d'un mur électrique aussi bien que magnétique. Nous expliquons comment les murs entrent en jeu pour pouvoir définir la conductance de bord, en tenant compte de la contribution des états localisés et la régularisation que les systèmes désordonnés requièrent. Nous établissons l'égalité de ces deux conductances en dérivant l'une de l'autre, et non par quantification séparée.

Nous présentons un modèle pour l’irradiance solaire spectrale entre 200 et 400 nm. Celui-ci est une extension d’un modèle d’irradiance solaire totale basé sur la simulation de la fragmentation et l’érosion des taches qui utilise, en entrée, les positions et aires des taches observées pour chaque pas de temps d’une journée. L’émergence des taches sur la face du Soleil opposée à la Terre est simulée par une injection stochastique. Le modèle simule ensuite leur désintégration, qui produit des taches plus petites et des facules. Par la suite, l’irradiance est calculée en sommant la contribution des taches, des facules et du Soleil inactif. Les paramètres libres du modèle sont ajustés en comparant les séquences temporelles produites avec les données provenant de divers satellites s’étalant sur trois cycles d’activité. Le modèle d’irradiance spectrale, quant à lui, a été obtenu en modifiant le calcul de la contribution des taches et des facules, ainsi que celle du Soleil inactif, afin de tenir compte de leur dépendance spectrale. Le flux de la photosphère inactive est interpolé sur un spectre synthétique non magnétisé, alors que le contraste des taches est obtenu en calculant le rapport du flux provenant d’un spectre synthétique représentatif des taches et de celui provenant du spectre représentatif du Soleil inactif. Le contraste des facules est quand à lui calculé avec une procédure simple d’inversion de corps noir. Cette dernière nécessite l’utilisation d’un profil de température des facules obtenu à l’aide de modèles d’atmosphère. Les données produites avec le modèle d’irradiance spectrale sont comparées aux observations de SOLSTICE sur UARS. L’accord étant peu satisfaisant, particulièrement concernant le niveau d’irradiance minimal ainsi que l’amplitude des variations, des corrections sont appliquées sur le flux du Soleil inactif, sur le profil de température des facules, ainsi qu’à la dépendance centre-bord du contraste des facules. Enfin, un profil de température des facules est reconstruit empiriquement en maximisant l’accord avec les observations grâce à un algorithme génétique. Il est utilisé afin de reconstruire les séquences temporelles d’irradiance jusqu’en 1874 à des longueurs d’ondes d’intérêt pour la chimie et la dynamique stratosphérique. / We present a model for spectral solar irradiance between 200 and 400 nm. It is an extension of a model for total solar irradiance based on sunspots fragmentation and erosion. This model takes the observed sunspot position and area as input for every oneday time step whereas emergences on the far side of the Sun are injected stochastically. The model simulates the spot’s disintegration and fragmentation into smaller structures such as spots and faculae and produces a magnetic structures area distribution evolving with time. The model contains many free parameters controlling the spots fragmentation, the quiet Sun irradiance, etc. They are adjusted by comparing the model outputs with observations from satellites spanning approximately three activity cycles. The model for spectral irradiance is a modified version of the model for total irradiance. More precisely, the spots and faculae contrast calculation and the quiet Sun contribution are adjusted to account for their spectral dependance. First, the quiet Sun flux is interpolated on a non magnetic synthetic spectrum, while the spots contrast is calculated with the ratio of the flux from a synthetic spectrum colder than the non magnetic photosphere, and the flux from a quiet Sun spectrum. The facular brightening is calculated with a simple procedure using the black body theory. This procedure interpolates a temperature associated with the formation height of photons from faculae on a temperature profile resulting from model atmosphere calculations. The spectral irradiance time series calculated with the model are compared to data from SOLSTICE on UARS. The two data sets do not agree very well, especially when we consider the minimum irradiance level and the amplitude variations over a complete cycle. Therefore, we apply a correction on the quiet Sun level and on the facular temperature profile. Finally, using a genetic algorithm, we reconstruct an empirical facular temperature profile by maximizing the fitness with observations. We use it to reconstruct spectral irradiance time series starting in 1874 at wavelengths of interest for stratospheric chemistry and dynamics.

Thèse numérisée par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal