De tous temps, les techniques PVD (Physical Vapor Deposition) et projection (Plasma Spraying) ont été considérées comme très différentes l'une de l'autre : la technique PVD s'exerce sous très basses pressions (de l'ordre de 10-1 mbar) avec des vitesses de dépôt très faibles (qq. µm par heure) et permet d'obtenir des dépôts (qq. µm) très minces et en principe très réguliers alors que la technique de projection thermique s'exerce à pression atmosphérique ou sous vide partiel (qq. dizaines de mbars) avec des vitesses de dépôt importantes (qq. centaines µm par minute) et permet d'obtenir des dépôts épais (qq. centaines de µm) avec cependant des rugosités importantes. Il s'agissait durant ce travail de thèse de contribuer au développement d'un nouveau procédé de projection thermique fonctionnant sous basse pression afin d'obtenir des dépôts issus de condensation de vapeurs ou des dépôts mixtes vapeurs-particules. L'idée est de mettre en évidence l'incidence de certains paramètres opératoires sur les propriétés du jet et d'utiliser ensuite ces résultats pour définir les conditions les meilleures pour la réalisation des dépôts. Deux méthodes de diagnostic ont été retenues pour cette étude : la spectroscopie d'émission et la sonde enthalpique. L'enceinte de projection sous vide a donc été instrumentée d'un spectromètre d'émission (Triax 190, Jobin Yvon) et d'un logiciel d'identifications des raies spectrales acquis. Parallèlement, une modification de la sonde enthalpique (ENT-PLC, Tekna) a été effectuée de manière à permettre des mesures de flux sous basses pressions. Les essais de projection ont été réalisés avec deux torches commerciales de faible puissance développées et couramment employées au laboratoire pour la projection VPS (Vacuum Plasma Spraying). Différents paramètres expérimentaux ont été testés à savoir des paramètres de fonctionnement de la torche plasma (Intensité de courant et Débit de gaz hydrogène) et des paramètres environnementaux (Pression dans l'enceinte de projection et distance de détection). Enfin, ces différentes projections ont été couplées à des réalisations de dépôts métalliques dans un premier temps et céramiques dans un deuxième temps. Il a été montré que, sous certaines conditions de projection, les dépôts présentent des microstructures fines comparables à celles qui existent dans les dépôts PVD.

Cette thèse présente les résultats d'études théoriques et numériques des excitations collectives de systèmes de carbone de dimensionnalité différente. D'abord, une méthode combinant la théorie du milieu effectif et des calculs ab-initio a été développée pour décrire les excitations collectives de nanostructures (comme les nanotubes de carbone) à partir de la polarisabilité de leurs blocs élémentaires (graphène). Contrairement à la théorie diélectrique standard, les équations de Maxwell sont résolues pour la fonction diélectrique microscopique dépendant du temps et du moment ε(q,q',ω) du matériau massif. Cette dernière a été calculée à partir des premiers principes dans l'approximation de la phase aléatoire (RPA). Cette méthode a ensuite été appliquée pour calculer les spectres de perte d'énergie d'électrons (EELS) pour le graphène et les nanotubes de carbone monoparoi (SWCNT). L'accord avec les calculs complètement ab-initio sur ces systèmes et avec les expériences correspondantes est très bon. La dispersion du plasmon π dans le graphène et les SWCNT a été analysée et expliquée. La dépendance avec la direction du moment des spectres de perte d'énergie d'électrons des SWCNT est comprise en termes d'excitations des modes normaux. Finalement, l'utilisation des calculs ab-initio en vue de prédire le EELS résolu spatialement a été étudiée. Le facteur de forme mixte dynamique a été analysé et une discontinuité de son comportement pour certaines réflections de Bragg a été prédite. Cet effet a été expliqué par les effets de champ cristallin et a été confirmé par des expériences de IXS sur le graphite et le silicium. L'approche blocs élémentaires a été appliquée au EELS résolu spatialement.

Dans l'ouvrage [DBB06], Dutré et al. énumèrent dix problèmes d'Illumination Globale non résolus. Parmi ceux-ci, huit sont liés à la mesure et à l'intégration de données réelles dans les simulations. Cette thèse, en quatre parties et trois annexes, s'intéresse à cette problématique. Tout d'abord, les simulations de la propagation de la lumière dans les domaines du rendu physiquement réaliste, de l'éclairage, de la télédétection, de la conception de systèmes optiques... sont envisagées comme résolutions numériques d'un problème d'optique, fédérées par la notion de " photosimulation ". Dans le cadre de l'équation de rendu, les modèles réalistes de sources et le principe de la mesure goniophotométrique en champ lointain sont alors rappelés. La représentation des interactions lumière-matière est ensuite introduite par une exploration de l'apparence macroscopique, qui amène au rappel de la Fonction de Distribution de la Réflectance Bidirectionnelle et Spectrale (SBRDF), de ses principales propriétés et modèles. Le problème de la mesure pratique de la SBRDF d'une surface dans le visible est ensuite exploré. Id est, une taxonomie des méthodes de la littérature est établie ; qui allègue en faveur du développement de nouvelles approches. Un dispositif innovant, multispectral imageant, est alors présenté. Il se fonde sur la capture de la projection de la SBRDF sur un écran lambertien 3/4-sphérique, par une caméra multispectrale grand angle, assemblage d'un objectif fisheye, d'un filtre dynamique LCTF et d'une caméra CCD 12 bits. L'extraction des images capturées de l'information de la SBRDF repose sur un modéle radiométrique, qui explicite la transformation de la lumière en niveaux des pixels, dans le formalisme physique. Ce modèle soulève des problèmes de reconstruction multispectrale et d'interréflexions, pour lesquels de nouveaux algorithmes de résolution sont implantés. Les mesures de SBRDF produites semblent très prometteuses. Dans la troisième partie, le problème de la reconstruction d'une fonction directionnelle, identifié comme fondamental en photosimulation, est traité dans le cadre de la reconstruction de SBRDF discrètes. Pour cela, les propriétés mathématiques souhaitables des fonctions reconstruites sont envisagées. Puis, à l'aune de ce corpus, les approches de la littérature sont discutées ; justifiant la recherche d'algorithmes plus performants. Une nouvelle méthode est alors proposée, fondée sur une double triangulation sphérique des échantillons, et une généralisation à la surface d'un triangle sphérique de l'interpolant spline cubique de Hermite. La fonction reconstruite est interpolante, dérivable, quasi-déterministe, ne présente pas l'artéfact bidirectionnel, intègre la métrique sphérique non euclidienne, et prend en compte le difficile problème du masquage. Qualitativement comme quantitativement, les résultats obtenus semblent plaider en faveur du surcroît de complexité théorique qu'induit cette approche. Dans la dernière partie, cet algorithme de reconstruction est appliqué au problème de la " photométrie en champ proche ", ou, la caractérisation d'une source réelle par un solide photométrique étendu. La supériorité théorique du modèle étendu est d'abord démontrée. Puis, un état de l'art de la photométrie en champ proche est réalisé ; justifiant la mise en œuvre d'une nouvelle approche. Un nouveau dispositif est alors présenté. Il repose sur le déplacement d'un vidéoluminancemètre, couplage original d'une caméra CCD 12 bits avec un luxmètre, le long d'une trajectoire hémisphérique relative à la source. Les procédures de calibrage de l'instrument - géométrique, radiométrique, et photométrique - sont explicitées. Les sources de lumière caractérisées par cette approche ont été jugées suffisamment probantes pour être intégrées aux photosimulations spectrales du CSTB

Par objet sans atmosphère nous considérons tout objet qui gravite autour du Soleil, de dimension inférieure à 2000 km de diamètre, qui ne peut développer ni garder une atmosphère. Du fait de leur nombre, cette définition englobe essentiellement les astéroïdes (ou les petits corps), les objets trans-neptuniens, les comètes, et certains satellites des planètes. L'intérêt pour les études des petits corps réside principalement dans son apport essentiel à la cosmogonie du Système Solaire. Les deux dernières décennies nous ont permis d'accéder à une connaissance jamais encore atteinte concernant notre système solaire en général et plus particulièrement le domaine des corps de taille réduite (diamètre inférieur à 1000 km). L'image actuelle des petits corps dans le système solaire nous montre une variété de familles et de populations, aussi bien d'objets situés à l'intérieur de l'orbite de la Terre qu' au-delà du système Pluton-Charon. En fonction des orbites des objets sans atmosphère, on parle d'astéroïdes géocroiseurs, de Mars croiseurs, d'astéroïdes de la ceinture principale, d'astéroïdes situés dans des points de stabilité Lagrange, de Centaures, de trans-neptuniens, de comètes à courte ou à longue période. Plusieurs questions fondamentales ont jalonnées les acquis scientifiques concernant les petits corps. Voici celles que l'on peut citer parmi les plus importantes: • Pourquoi n'y a-t-il pas une planète massive entre les orbites de Mars et de Jupiter plutôt que des milliers de planétésimaux ? • Quel est le lien entre les différents catégories de petits corps (astéroïdes, comètes et méteors) ? • Quelle est leur masse volumique ? Que sait-on de leur composition minéralogique ? • S'agit-il de corps massifs ou de « tas de gravas » maintenus par un faible champ gravitationnel ? • Peuvent-ils nous fournir la clé permettant de déchiffrer la composition de la nébuleuse planétaire précédant le système planétaire actuel ? • Comment s'effectue et se répartit le transfert de moment cinétique entre la nébuleuse primordiale, le Soleil et les planètes ? • Comment leur influence a-t-elle marqué l'histoire du système planétaire en général et celle de la Terre en particulier ? Quels sont les moments les plus importants de notre civilisations marqués par leur présence ? Chacune de ces questions est génératrice d'un domaine scientifique distinct, en particulier en cosmogonie du système solaire. Plus concrètement, connaître la nature de la surface des astéroïdes et leur minéralogie, étudier les phénomènes de transfert radiatif dans les cas d'objets sans atmosphère, déterminer leur période de rotation propre (synodique), leur forme, le sens de rotation propre ainsi que la position de l'axe ou des axes de rotation, observer les astéroïdes « in situ » dans plusieurs longueurs d'onde grâce aux sondes spatiales, analyser les mécanismes de résonance ainsi que les processus de collisions mutuelles, font partie de ces « détails » qui permettent de mieux connaître la population astéroïdale et finalement de construire des modèles physiques plus fiables. L'intérêt pour la population de petits corps du système solaire s'est accru aussi grâce à l'important nombre de missions spatiales ayant comme objectif leur étude « in situ ». Le succès des sondes spatiales Galileo, NEAR, a marqué la fin de la dernière décennie du XXème siècle. Pour la première fois, les images et des paramètres physiques obtenus ont permis l'obtention des formes d'astéroïdes, l'analyse de leur surface et de leur « relief », la présence d'un possible champ magnétique ainsi que leur environnement proche. De par son grand nombre, la population astéroïdale représente un « champ d'expérimentation » aussi bien pour des mécanismes dynamiques (résonances, mécanismes de transfert et évolution chaotique des orbites) que pour des modèles physiques. L'analyse poussée des observations de haute qualité obtenues aussi bien « in situ » que par les grands télescopes au sol nous montre une population d'objets d'une grande variété, considérés quelques décennies auparavant simplement comme hypothèses de travail « peu probables ». Les scientifiques se sont rendus à l'évidence de la présence de systèmes doubles parmi les astéroïdes, ils ont accepté également l'astéroïde comme agglomération de petits cailloux maintenus ensemble par un faible champ gravitationnel afin d'expliquer leur faible masse volumique. Les astéroïdes survolés par des sondes spatiales nous ont montré des surfaces criblées de cratères, signe que les collisions dans le système solaire est un phénomène qui a eu une grande importance dans l'état actuel du système solaire. La séparation du noyau de la comète SL9 en plus de 20 parts sous l'effet de marée du champ gravitationnel de Jupiter nous a permis pour la première fois l'observation d'une prévision théorique (la limite Roche) et la mise en évidence de l'aspect « fragile » d'un noyau cométaire, confirmant en partie le modèle de « neige(glace) sale » de Fred Whipple. La recherche scientifique présentée s'inscrit dans l'effort quotidien des scientifiques pour l'exploitation de nouvelles données fournies par des instruments au sol, en utilisant de nouvelles techniques. Cette activité vise également l'obtention de résultats issus de nouveaux intervalles de longueur d'onde (comme celui de l'infrarouge proche dans le cas d'objets sans atmosphère du système solaire) mais également l'amélioration des techniques d'observations et d'optimisation des processus de réduction des données. Plusieurs des ces travaux ont été faits dans le cadre des recherches au sol liées aux missions spatiales en cours (ROSETTA) et futurs (DAWN et VENUS EXPRESS). J'ai employé plusieurs techniques d'observation afin de mieux comprendre les propriétés physiques et dynamiques des corps sans atmosphère de notre système solaire : observations photographiques, photoélectriques ainsi qu'imagerie et spectroscopie par l'intermédiaire des cameras CCD. Les images astronomiques m'ont permis l'étude de leur rotation propres ainsi que leur couleurs (chapitre I.2.). La spectroscopie à la longueur d'onde du visible et du proche infrarouge (chapitre I.3.) ont permis l'analyse plus détaillée de la composition de la surface des objets, la connaissance plus précise de la composition minéralogique et la mise en valeur de la diversité des spectres. La dynamique des petit corps a été abordée également sur plusieurs aspects (chapitre I.4.). L'analyse des spectres des petits corps en proche infrarouge m'a permis d'approfondir davantage les connaissances sur les différents techniques d'observations (chapitre I.1). Ainsi, j'ai pu démarré un projet de création d'un Centre d'Observation à Distance en Astronomie à Meudon, alternative aux campagnes d'observations, sans effectuer la mission au télescope (souvent nécessaires et peu pratiques). Un autre volet dans mes préoccupations scientifiques a été aussi l'exploitation des résultats issus des observations. L'analyse des couleurs et des albédos m'a permis des études statistiques sur des échantillons significatifs d'astéroïdes de la ceinture principale, mais également sur la population des objets trans-neptuniens(chapitre II.1). J'ai pu affiner les taxonomies modernes ainsi que les méthodes d'analyse statistique. Pour la première fois, notre équipe de recherche a effectué des études statistiques sur des couleurs d'objets transneptuniens avec des résultats notables, références pour la caractérisation de cette population mais également pour les scénarios de formation du système solaire.

Depuis les premières mesures in situ du vent solaire en 1960, les propriétés macroscopiques et microscopiques de ce plasma éjecté par le Soleil ont été intensivement étudiées, tant du point de vue théorique qu'observationnel. Aujourd'hui encore, certaines des propriétés du vent solaire sont incomprises, comme par exemple le transport de l'énergie dans un plasma peu collisionnel. Mesurer précisément la température des électrons et leurs propriétés non thermique est nécessaire pour comprendre les propriétés du transport. Pour ce faire, la spectroscopie du bruit quasi-thermique est un outil fiable, en étant moins sensible aux perturbations produites par le satellite que les détecteurs de particules classiques. Le bruit quasi-thermique est produit par les fluctuations du champ électrique causées par le mouvement des charges du plasma directement mesurées par une paire d'antennes reliée à un récepteur radio suffisamment sensible. L'étude de ce bruit permet de déterminer les moments des distributions de vitesses des particules. De nombreux résultats ont ainsi été obtenus à partir du récepteur radio de la sonde Ulysse, en décrivant les distributions des électrons par une somme de Maxwelliennes. Cependant une limitation de l'instrument ne permet pas de mesurer avec une précision suffisante la température totale des électrons avec un tel modèle de fonctions de distribution. Pour pallier à ce problème, une nouvelle méthode d'analyse des spectres de bruit quasi-thermique, utilisant une distribution des électrons de type kappa est proposée. Son application aux données de la sonde Ulysse permet de mesurer les variations avec la distance de la température totale des électrons et de leurs propriétés super thermiques dans le vent solaire. Le profil de température montre un comportement intermédiaire entre adiabatique et isotherme, et le paramètre kappa est constant avec la distance au Soleil. Ces résultats sont en accord avec les modèles exosphériques. Le vent solaire est également en interaction avec l'ensemble des objets du Système Solaire. Deux exemples d'interactions plasma-poussières sont présentés dans la deuxième partie de cette thèse : l'accélération des nanoparticules et leurs découvertes dans le vent solaire à une unité astronomique ; et la modification du champ magnétique interplanétaire par les poussières cométaires. Enfin, un point de vue plus global est adopté. Une comparaison du flux d'énergie, qui dans le cas du vent solaire est observé comme étant très stable temporellement et spatialement, est effectuée pour de nombreux vents stellaires. Cette comparaison met en évidence une similitude entre les étoiles de types solaire et les géantes froides, ainsi qu'une éventuelle conséquence de l'accrétion de matière sur les vents stellaires des T-Tauri.

Dans cette these, nous avons effectue l'analyse des spectres d'absorption a haute resolution de H2S, D2S, HDS et SO2 enregistres pour la premiere fois ou avec une meilleure precision experimentale que les spectres anterieurs. Nous avons developpe une methode originale de "global ftting" qui nous a permis l'analyse de 22 bandes vibrationnelles soit un total de 9700 transitions rovibrationnelles pour la molecule de D2S. Nous avons applique cette meme methode a des molecules de symmetrie Cs, en particulier tout le spectre rovibrationnel de la molecule HDS a ete analyse. La methode SPGF est appliquee aux molecules triatomiques H2S, D2S, HDS. Une procedure originale permettant l'identication des bandes tres peu intenses a ete mise au point pour la premiere fois et appliquee aux bandes chaudes de la molecule SO2. Le formalisme U(p+1) est adapte aux molecules triatomiques non lineaires de symmetrie C2v et les parametres d'un Hamiltonien vibrationnel sont determines dans le cas de la molecule D2S.

Dans le cadre du formalisme U (p+1), nous construisons un Hamiltonien adapté aux modes d'élongation de molécules non planaires XY3 dont le groupe d'invariance géométrique est C3v. Cet Hamiltonien est ensuite couplé à deux Hamiltoniens possibles décrivant les modes de pliage de ces systèmes moléculaires : a) basé sur une approche du type U (p+1), un Hamiltonien de pliage est développé et l'interaction entre les modes d'élongation et de pliage est prise en compte par un opérateur de couplage de la résonance 2 :1, définit comme un opérateur de l'algèbre enveloppante de Us(4) x Ub(4) ; b) basé sur le formalisme standard des modes normaux, un Hamiltonien de pliage est formulé et l'interaction 2 :1 est prise en compte par le produit tensoriel d'un operateur de Us(4) avec un operateur standard normal pour le pliage. Ces formalismes sont alors appliqués aux molécules de stibine, phospine et d'arsine et comparés avec des études précédentes. Le nombre quantique de polyade permet une modélisation informatique du problème, particulièrement dans le processus de diagonalisation de la matrice hamiltonienne. Les programmes et les méthodes informatiques sont expliquées dans ce travail de thèse. La thèse est entièrement écrite en français avec une traduction équivalente en russe.

Les petits corps sont des clés pour comprendre notre système solaire. L'étude de cette population nous donne en effet accès aux informations sur l'état et sur la structure du système solaire primordial et du système solaire actuel, ainsi que sur son évolution et sur les processus de formation des planètes. Connaître la composition de surface des petits corps nous fournit des ingrédients et des proportions pour cette recette cosmique. Cette thèse, qui inclut l'étude des petits corps du système solaire interne et externe, est dédiée à la compréhension de la tendance compositionnelle des corps à travers le système solaire en utilisant des mesures photométriques et spectroscopiques. Je présente une classification (taxonomie) dans les longueurs d'ondes du visible et du proche infrarouge (de 0.4 à 2.4 µm), basée sur les données spectrales de 371 astéroïdes. Cette taxonomie comprend 24 classes qui chacune caractérise au mieux les variations spectrales observées parmi les petits corps du système solaire interne. De part la création de cette taxonomie, nous apprenons qu'en analysant les données dans les longueurs d'ondes du visible uniquement, il reste des incertitudes sur la forme de la bande d'absorption à 1 micron. Bien que la gamme de longueur d'onde du proche infrarouge soit excellente pour interpréter les données incluant les bandes diagnostiques à 1 et 2 microns, les complexes C et X des spectres sans fortes bandes paraissent plutôt dégénérés dans ce régime. J'analyse les couleurs photométriques des 23 objets trans-neptuniens (OTN) et Centaures, parmi lesquels neuf n'avaient jamais été observés précédemment, et je leur assigne une classe taxonomique. Je discute des objets qui ont soit changé de classe depuis les données préalables soit changé considérablement de magnitude absolue. De plus, j'interprète la composition de surfaces de trois petits corps du système solaire externe, l'objet couplé avec Jupiter (52872) Okyrhoe et les OTNs (90482) Orcus et (73480) 2002 PN34 en modélisant des mesures spectroscopiques dans les gammes du visible et du proche infrarouge. Les spectres révèlent des variations de quantité de glace d'eau à la surface de ces corps. Pour Orcus j'apporte des contraintes approximatives sur la présence de matériaux plus volatiles que la glace d'eau. Ensuite, je présente une recherche de l'éthane solide, C2H6, sur les surfaces de Pluton et de Triton. Celle-ci est basée sur les observations spectrales dans les longueurs d'ondes du proche infrarouge. Je modélise chaque surface en utilisant un modèle de transfert radiatif fondé sur la théorie de Hapke (Hapke, 1993) de trois manières : sans éthane, avec de l'éthane pur, et avec de l'éthane dilué dans de l'azote. La présence de moins de quelques pourcents d'éthane sur chaque corps ne permet pas d'exclure ce composant de Triton et Pluton, cependant il n'y a pas non plus de forte détection. Finalement, je reconsidère la connaissance actuelle de la distribution compositionnelle des matériaux de notre système solaire en fournissant une vue globale des petits corps. Je me concentre particulièrement sur la présence de l'eau dans toutes ses phases qui est pertinente surtout pour notre propre planète, la Terre, et la vie. Je compare brièvement la structure générale de notre système solaire aux autres disques d'accrétion, afin de mettre en perspective la vue détaillée mais cependant étroite de notre système solaire avec celle, plus large mais à basse résolution, des autres systèmes planétaires.

La phosphinine, analogue phosphoré de la pyridine, possède des propriétés pi-acceptrices marquées qui en font un ligand de choix pour la stabilisation de complexes riches en électrons. Cette caracteristique particulière est au cœur du présent travail doctoral. Il a semblé en effet intéressant d'étudier en détail le comportement de la phosphinine vis-à-vis comportement vis-à-vis de la réduction, au sens le plus large du terme, c'est à dire apport d'électrons certes, mais aussi apport d'un groupement fonctionnel lui-même riche, par exemple par attaque nucléophile. Trois axes d'étude ont été retenus: la réduction électronique d'entités phosphinine, l'addition nucléophile sur la phosphinine et l'utilisation de la phosphinine comme ligand pour des nanoparticules d'or. Le premier axe traite de la réduction électronique de la phosphinine et des travaux sur d'autres molécules (phosphoré ou non) qui s'y rapportent. Des espèces comportant des interactions liantes à nombre déficitaire d'électrons sont synthétisées et caractérisées. Puis des complexes riches en électrons de biphosphinines et de diphosphabutadiènes font l'objet d'une étude théorique et synthétique. Dans un second temps, sont présentés les résultats obtenus sur la chimie des anions de phosphinine. Nous avons étudié leur chimie de coordination et isolé des complexes de type eta5 ou eta2. Ces anions ont également ouvert l'accès au premier cation phosphininium connu. Enfin, la phosphinine a été utilisées pour la stabilisation de nanoparticules d'or. Les particules ainsi obtenues possèdent des propriétés originales qui ont été exploitées pour fabriquer des capteurs ou pour synthétiser des nanoparticules de type Janus.

La spectroscopie Raman est utilisée dans le cadre de la caractérisation locale des contraintes mécaniques en microélectronique. Les effets des déformations sur le spectre Raman du silicium sont étudiés de manière à établir un protocole expérimental. Les notions importantes de résolution et d'observation sont abordées. Plusieurs techniques originales dérivées de la rétrodiffusion Raman sont mises en oeuvre. L'utilisation de l'ultraviolet proche permet d'améliorer considérablement la résolution spatiale des mesures Raman. Une méthode de mesure des contraintes basée sur le couplage entre simulations et expériences est développée. Différents dispositifs microélectroniques sont étudiés par cette méthode. Les résultats obtenus permettent de valider et d'étendre le champ d'application de la méthode. Des expériences de spectro-tomographie Raman sont réalisées sur des structures d'isolation. Enfin, une étude est menée sur des alliages silicium germanium.