Cette thèse rapporte les résultats d'études expérimentales effectuées à l'?domètre avec imposition de succion par la méthode osmotique sur des matériaux gonflants compactés lâches et naturels denses. Plusieurs cycles de séchage/humidification ont été appliqués sur ces matériaux sous trois faibles charges mécaniques constantes. Pendant ces cycles, les éprouvettes manifestent un retrait cumulé pour le sol lâche et un gonflement cumulé pour le sol dense. Les résultats montrent que dans les deux cas, les déformations volumiques convergent vers un état d'équilibre où le sol présente un comportement réversible. A la fin des cycles de succion, un cycle de chargement/déchargement a été effectué sous les succions constantes. Les valeurs de la pression de préconsolidation p0(s), de l'indice de compression vierge lambda(s) et de l'indice de compression élastique lambda dépendent directement des chemins de contrainte suivis.<br>L'ensemble des résultats expérimentaux permet de déterminer les surfaces de charge : la limite de séparation de micro/macro (Lm/M) ; la surface de chargement-effondrement (LC) et la surface de comportement saturé (SCS). La succion limite entre la micro- et la macrostructure (Lm/M) dépend parfaitement de la structure interne et du diamètre qui délimite les deux familles de pores. L'évolution de la pression de préconsolidation en fonction de la succion imposée est présentée par la surface LC. Les courbes de compressibilité sous différentes succions convergent vers la courbe correspondant à l'état saturé sous de fortes contraintes appliquées. La pression à partir de laquelle, le sol continue son chemin sur la courbe du comportement normalement consolidé est appelée la pression de saturation (Psat). Plus la succion imposée est élevée, plus la charge nécessaire pour atteindre cette pression de saturation est importante. La surface SCS présente la variation de la pression de saturation en fonction de la succion imposée. Nous pouvons considérer que les surfaces de charge SCS et LC sont uniques pour les sols denses cependant elles se superposent à la fin des cycles de succion pour les sols lâches. Les cycles hydriques augmentent aussi la limite (Lm/M) entre la micro- et la macrostructure pour les deux sols.

Au cours de cette thèse nous avons étudié différents aspects de la modélisation de la structure interne du Soleil. La précision atteinte avec l'héliosismologie permet de fortement contraindre les modèles solaires. Les meilleurs modèles standards (où la convection et la diffusion microscopique sont les seuls processus de transport pris en compte) reproduisent la vitesse du son du modèle sismique (obtenu par inversion des modes sismiques) avec un très bon accord (meilleur que 1%). Nous avons testé dans ce cadre l'influence d'une variation des grandeurs utilisées pour la calibration des modèles, compte-tenu de leur incertitude actuelle. Nous avons constaté que ces variations entraînent des modifications négligeables dans la comparaison avec le modèle sismique. Nous avons aussi étudié les effets du changement de l'équation d'état, des opacités, des taux de réactions nucléaires et de la composition chimique initiale dans les modèles. Pour notre meilleur modèle, calculé avec les données les plus récentes, l'écart avec la vitesse du son du modèle sismique est inférieur à 0.3%. Nous avons étudié la précision obtenue dans la détermination héliosismique de la fraction de masse d'hélium 4 dans la zone convective du Soleil. Nous avons aussi étudié les processus de transport susceptibles d'expliquer les abondances observées des éléments légers. Le mélange induit par la rotation permet de reproduire les contraintes chimiques tout en améliorant l'accord avec le modèle sismique. Dans tous ces modèles les flux de neutrinos obtenus sont plus importants que ceux observés. Nous avons testé l'effet d'un mélange dans le coeur du Soleil : les flux de neutrinos sont diminués mais l'accord avec le modèle sismique est dégradé. Cette étude tend à montrer que la solution au problème des neutrinos solaires se trouve plutôt en physique des particules.

La diffusion atomique doit être prise en compte dans les modèles d'évolution stellaire car il s'agit d'une conséquence directe du fait que les étoiles sont des sphères auto-gravitantes composées d'un mélange de différents gaz (les éléments chimiques). L'équilibre des étoiles conduit à des gradients internes de pression, de densité et de température ainsi qu'à un transfert radiatif, l'ensemble produisant un effet sélectif sur les éléments (dans la plupart des cas dominé par la compétition entre le triage gravitationnel et les accélérations radiatives).Les interactions entre la diffusion atomique et les processus hydrodynamiques tels que la convection dynamique et la perte de masse sont étudiées depuis longtemps. Un processus important a cependant été oublié dans les modèles. Il s'agit de la convection double diffusive (ou thermohaline) induite par un gradient de μ instable, qui peut être produite par une accumulation locale d'éléments lourds à l'intérieur des étoiles due aux accélérations radiatives. Contrairement aux autres processus de mélange, il s'agit d'une conséquence directe de la diffusion atomique. Un effet similaire se produit à la base de la zone convective de surface en cas d'accrétion d’éléments lourds à la surface de l'étoile.Nous avons étudié la convection thermohaline induite par l'accrétion dans le cas du système 16 Cygni et les propriétés de ces deux étoiles avec le code TGEC. Nous avons inclus la prescription de Brown et al. 2013 pour la convection thermohaline. Nous avons ensuite calculé les fréquences d'oscillations de ces modèles à l'aide du code PULSE pour les comparer aux fréquences observées par Kepler. A partir de ces modèles, nous avons pu montrer qu'en accrétant 2/3 de la masse terrestre au début de la séquence principale (sur le modèle 16 Cyg B), la convection thermohaline induite par l'accrétion mélangeait l'étoile suffisamment profondément pour atteindre la zone de destruction du lithium et ainsi obtenir des abondances de lithium cohérentes avec les observations de 16 Cyg A et B.Nous avons étudié l'accumulation d’éléments lourds et l'effet de la convection thermohaline dans le cas des étoiles de type A. Dans ces étoiles, des abondances "particulières" (par rapport au soleil) ont été observées. Ceci est dû aux effets de la diffusion atomique qui sont très importants dans ces étoiles. Cependant, la diffusion atomique seule produit des variations d'abondances trop importantes et un moyen de reproduire les observations est de mélanger l'étoile assez profondément. Nous avons ensuite calculé des modèles incluant la diffusion atomique et la convection thermohaline en utilisant le code TGEC. Nous avons montré que ce processus pouvait modifier la structure interne de ces étoiles, et aussi les abondances de surface. Nous avons aussi inclus la convection thermohaline et l'accrétion dans le code de Montréal/Montpellier. Nous avons modifié plusieurs parties de ce code afin de pouvoir faire des comparaisons avec le TGEC pour comparer les résultats. Les résultats obtenus sont très similaires.Nous avons aussi déterminé les paramètres de l'étoile 94 Ceti à partir d'observations obtenues avec un instrument au sol. Cette étoile à une masse de 1.44 MΘ et est une bonne cible pour étudier l'effet des accélérations radiatives (qui ont un effet non négligeable pour des masses supérieures à 1.2 MΘ). Nous avons aussi comparé des modèles incluant des atmosphères complets afin d'en déterminer l'impact sur les fréquences.Nous avons travaillé sur les étoiles du halo pauvres en métaux pour lesquelles est observé une dispersion inexpliquée des abondances de lithium pour les métallicité très faible. Nous avons étudié la possibilité d'une accrétion sur ces étoiles qui pourrait produire de la convection thermohaline et détruire du lithium. / Atomic diffusion must be taken into account in the computations of stellar structure and evolution as it is a direct consequence of the fact that stars are self-gravitating spheres composed of a mixture of different gases (the chemical elements). The stellar equilibrium leads to internal gradients of pressure, density and temperature as well as an upward radiative transfer which produces a selective effect on the elements (in most cases dominated by the competition between gravitational settling and radiative acceleration).The interactions between atomic diffusion and well-known hydrodynamical processes like dynamical convection and mass loss have been studied for a long time. An important process was however forgotten in these computations. This is the double-diffusive (or fingering or thermohaline) convection induced by unstable μ-gradients, which can be produced by the local accumulation of heavy elements inside stars due to radiative acceleration. Contrary to the other hydrodynamical processes, fingering convection is not arbitrarily added in the computations. It is directly induced by atomic diffusion itself and cannot be avoided. It is thus very important to add this hydrodynamical process in stellar evolution modelling, which has never been done before our work. A similar effect occurs below the convective zone in case of accretion of heavy matter onto a star.We studied the accretion-induced fingering convection in the case of the stellar system 16 Cygni. We studied the properties of these two stars by computing models with the Toulouse Geneva Evolution Code (TGEC). We included the Brown et al. 2013 prescription for the computations of fingering convection in the code. We computed oscillation frequencies of these models using the PULSE code to compare it with Kepler observations. We found that if 2/3 of Earth mass is accreted at the beginning of the main sequence (on 16 Cyg B model), the accretion-induced fingering convection mixes the star deep enough to destroy the lithium and obtain the observed difference between 16 Cyg A and B.We studied the heavy element accumulation and the induced fingering convection in the case of Am stars. In these stars, peculiar surface abundances are observed (compared to the sun). This peculiarity is related to the effect of atomic diffusion, very important in these types of stars. However, atomic diffusion alone leads to abundance variations which are too large and one way to reproduce the observed abundance quantitatively is to assume mixing deep enough inside the star. We computed models including atomic diffusion (with radiative acceleration) and fingering convection with this prescription using the TGEC code. We find than this process may change the internal structure of the stars, and also the surface abundances. We also included fingering convection and the accretion process in the Montreal/Montpellier code. We modified some parts of this code (e.g. turbulence profiles) to compare the results obtained with the two codes. We computed some models and I found that the results are quite similar.We determined the stellar parameters of the star 94 Ceti (by using similar seismic computations as for 16 Cyg A and B) using ground-based observations. This star has a mass of 1.44 MΘ and is a good target to study the effect of radiative accelerations (which occur for masses larger than 1.2-1.3 MΘ). We also compared models with full atmosphere with the observations to determine the impact on oscillation frequencies.We worked on metal poor halo stars for which a dispersion of lithium surface abundance is observed for very small metallicities. We studied the possibility of an accretion of matter that can trigger fingering convection and destroy lithium.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.

Lors de cette thèse, je me suis attaché à améliorer notre connaissance des planètes géantes, depuis notre voisine Jupiter jusqu’aux exoplanètes lointaines : les Jupiter chauds. Grâce aux nouvelles observations gravitationnelles extrêmement fines du satellite Juno, entré en orbite autour de Jupiter en juillet 2016, il est possible d’améliorer significativement les modèles de structure interne de la planète. Cependant, cela ne peut se faire qu’à condition d’avoir une méthode suffisamment précise pour exploiter au maximum les données. J’ai donc étudié la méthode des sphéroides de Maclaurin concentriques et ses limitations. A l’aide des connaissances contemporaines sur les équations d’état, les propriétés diffusives et les transition ou séparation de phase entre l’Hydrogène et l’Hélium, il m’a alors été possible de produire de nouveaux modèles de Jupiter. Arriver à combiner les observations gravitationnelles de Juno et les abondances d’éléments observées par Galiléo n’a pu se faire qu’en décomposant Jupiter en au moins 4 zones, de l’enveloppe externe jusqu’au coeur compact. J’ai montré que la taille de ce coeur compact était dégénérée avec la variation d’entropie à l’intérieur de la planète.La structure interne des Jupiter chauds quant à elle est très dépendante de leur dynamique atmosphérique, qui entraîne une inflation de leur rayon. J’ai étudié les atmosphères de ces planètes à l’aide du modèle de circulation globale de l’Université d’Exeter et d’un code linéaire que j’ai développé, appelé ECLIPS3D. La caractéristique la plus importante de la circulation atmosphérique est la présence d’un jet superrotatif, étendu en latitude.J’ai donc étudié la création de ce jet à l’aide d’arguments théoriques pour s’assurer de sa pertinence physique. L’étude de la solution linéaire dépendante du temps, associée à des arguments numériques sur la convergence de quantité de mouvement par les vents verticaux m’ont permis d’établir une compréhension globale, cohérente de l’accélération de la superrotation dans l’atmosphère de ces planètes.Avec ce travail, j’ai amélioré ma compréhension théorique des planètes géantes et développé des codes qui peuvent être utilisés pour améliorer nos connaissances sur la structure interne et la dynamique atmosphérique des planètes géantes, que ce soit Jupiter, Saturne ou les Jupiter chauds. / Through this thesis, I have been motivated by the will to improve our knowledge of giant planets, from our neigh- bouring Jupiter to the far away worlds across the galaxy: hot Jupiters.With the latest, extremely precise observations of the satellite Juno, new models of the interior of Jupiter can be derived. A precise enough method is required to take full advantage of these outstanding data, and I therefore studied the concentric Maclaurin spheroid method and its limitations.With contemporary understanding on the equations of state, diffusive properties and phase transition/separation of hydrogen and helium, I could then focus on producing new interior models of Jupiter. Combining the gravitational observations of Juno with the elemental observations of Galileo has proven to be a complicated task, which required to decompose the planet into at least four regions from the outer envelope to the inner, compact core. I have shown that the size of the compact core is degenerated with the entropy variation within the planet.Concerning hot Jupiters, I have reminded of the need to understand their atmospheric dynamics to constrain their interior structure, as the wind circulation can lead to an inflation of their radius. Studying numerically their at- mospheric dynamics was performed with the University of Exeter’s global circulation model as well as with the development of a linear solver that I called ECLIPS3D. An important, robust feature is the presence of a broad equatorial superrotation in the atmosphere of these planets.Finally, I have explored the spin up of this superrotation on theoretical grounds, to assess its physical relevance. I have calculated the linear time dependent solution to show the importance of differential drag and radiative damp- ing, and have used numerical simulations to highlight the importance of vertical momentum acceleration. Globally, a coherent picture of the initial spin up of superrotation was obtained.Through this work, I have improved my theoretical understanding of giant planets and developed various codes that can be used to study and improve our knowledge of the interior structure and atmospheric dynamics of giant planets, from Jupiter and Saturn to hot Jupiters.

La thèse présentée ici se place dans le cadre de la sismologie du Soleil et des étoiles, dans une période de transition entre une bonne connaissance du Soleil grâce à l'héliosismologie et le développement actuel de l'astérosismologie, et, entre une vision statique et une vision dynamique des étoiles. Le but de mon travail a été de participer à cet effort en dépasser la vision statique des intérieurs stellaires et via le développement d'outils d'analyse des données des missions spatiales. Ainsi le modèle solaire standard actuel, la représentation théorique de l'intérieur solaire, présente des limites, mises en avant par une récente révision de ses abondances. Nous montrons que l'écart entre le modèle standard et les observations sismiques est fortement dégradé motivant l'introduction de processus dynamiques dans les modèles. Nous avons aussi entrepris l'introduction d'effets magnétiques dans les couches superficielles pour améliorer la prédiction des fréquences et l'analyse sismique. Les missions spatiales astérosismiques, présentes et futures, permettent d'avoir accès à des informations sur la dynamique des étoiles (rotation, convection, . . .). Pour améliorer ces informations contenues dans les spectres d'oscillations, il est nécessaire d'effectuer une bonne identification des modes ainsi qu'une extraction précise de ces paramètres. Nous montrons comment améliorer ceci en développant une analyse du diagramme-échelle basée sur la récente transformée en curvelette. Cette méthode a pu être validées grâce à des simulations ainsi que dans le cadre d'exercices pour la préparation à la mission CoRoT. Nous nous sommes également intéressé à l'étoile Procyon observée par MOST.

L'évolution du moment cinétique des étoiles de masse intermédiaire (1.5-15 Msun) et l'importance du champ magnétique dans cette évolution, surtout dans la phase pré-séquence principale (PMS), sont des aspects encore très mal connus de l'évolution stellaire. Mes travaux se situent dans ce cadre, et leur objectif est d'une part de fournir des contraintes observationnelles, et d'autre part d'effectuer les premiers pas vers une modélisation complète de l'évolution pré-séquence principale à ces masses-là, tenant compte de la rotation et du champ magnétique.<br /><br />Dans un premier temps, j'ai utilisé le système binaire à éclipses PMS RS Cha pour tester la physique contenue dans les modèles d'évolution des étoiles PMS. Pour cela j'ai tout d'abord complété notre connaissance des paramètres de ce système en redéterminant la masse des 2 composantes et en mesurant précisément leur métallicité, à l'aide de données spectroscopiques. La comparaison des paramètres fondamentaux des composantes PMS de RS Cha à ceux calculés m'a permis de valider les modèles actuels d'évolution PMS, à condition d'utiliser la nouvelle composition chimique solaire d'Asplund et al. (2004). Ces travaux apportent par ailleurs une confirmation indépendante des résultats d'Asplund et al., au moment où un débat est engagé sur la validité de ces nouvelles abondances.<br /><br />La deuxième partie de ma thèse fut consacrée à l'étude du magnétisme d'un échantillon de 50 étoiles Ae/Be de Herbig, étoiles PMS de masse intermédiaire, à l'aide du spectropolarimètre ESPaDOnS, nouvellement installé au CFHT. Nous avons détecté 4 étoiles magnétiques dans cet échantillon, c'est-à-dire que la proportion d'étoiles magnétiques parmi les étoiles Ae/Be de Herbig est proche de celle des étoiles Ap/Bp magnétiques parmi les étoiles A et B de la séquence principale. A l'aide d'un modèle simple de rotateur oblique, j'ai montré que la structure de ces champs magnétiques est proche d'une structure dipolaire à grande échelle comme le champ magnétique des étoiles Ap/Bp. Ces résultats constituent un argument fort en faveur de l'hypothèse d'un champ fossile pour expliquer l'origine du champ magnétique des étoiles Ap/Bp.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

Cette thèse se compose de deux projets individuels et six chapitres, qui sont basées sur l'examen de la structure interne dentaire inférieure dentition postcanine dans un certain nombre de fossiles et modernes spécimens, à travers lesquels une étude approfondie a été effectuée à l'aide de micro-tomodensitométrie et ordinateur-outils de paleonanthropology assistée. Nous avons d'abord recensé et évalué la valeur taxinomique de l'épaisseur de l'émail et des modèles de distribution de l'épaisseur de l'émail 3D entier couronne dans un certain nombre des premiers membres du genre Homo en Afrique du Sud, et examiné dans le relavence taxonomique de EDJ morphologie long postcanine dentition, et discuté de la facteurs d'adaptation possibles / développement qui tiennent compte de la variation de la morphologie EDJ nous avons observé ici. Les trois premiers chapitres (Introduction, Matériel et méthodes) donnent un aperçu des objectifs de cette thèse, et d'examiner les études précédentes. En outre, ils fournissent une introduction détaillée des matières fossiles, les sites et un arrière-plan de la méthode assistée par ordinateur (micro-XCT) pour analyser la structure interne dentaire. Le chapitre des résultats comprend deux documents de recherche indépendants, dans les différentes étapes de soumission et de publication. Les résultats et les chapitres de discussion offrent un résumé détaillé de l'épaisseur de l'émail, EDJ morphométrie géométrique et 3D-EDJ variation métamérique entre les espèces, et de comparer les résultats avec un certain nombre d'études morphologiques et de développement, et de fournir une perspective d'étude future. Le dernier chapitre atteint des points décisifs de cette thèse, il met en évidence la valeur taxinomique des prémolaires EDJ, et met l'accent sur les caractéristiques de la mosaïque de la dentition des premiers membres du genre Homo sud-africaine. / This thesis consists of two individual projects and six chapters, which are based on the examination of dental inner structure of lower postcanine dentition in a number of fossil and modern specimens, through which a comprehensive study has been done using micro-computed tomography and computer-assisted paleonanthropology tools. We first documented and assessed the taxonomical value of enamel thickness and 3D whole-crown enamel thickness distribution patterns in a number of earliest members of the genus Homo in South Africa, and looked into the taxonomic relavence of EDJ morphology along postcanine dentition, and discussed the possible adaptive/developmental factors that account for the variation of EDJ morphology we observed here. The first three chapters (Introduction, Materials and Methods) provide an overview of the objectives of this thesis, and review previous studies. Also, they provide a detailed introduction of fossil materials, sites and a background of computer-aided method (micro-XCT) to analyze the dental inner structure. The Results chapter comprises of two independent research papers, in different stages of submission and publication. The Results and Discussion chapters offer an extensive summary of enamel thickness, EDJ geometric morphometrics and 3D-EDJ metameric variation between species, and compare the results with a number of morphological and developmental studies, and provide an outlook of future study. The last chapter reaches the conclusive points of this thesis, it highlights the taxonomical value of premolar EDJ, and emphasizes the mosaic features of the dentition of South African early Homo.

La diffusion Compton virtuelle (DVCS) est un processus idéal pour étudier la structure interne du proton. Cette réaction exclusive permet d’accéder aux distributions de partons généralisées (GPDs) qui encodent les corrélations entre impulsion longitudinale et position transverse des partons à l’intérieur du proton. Le DVCS consiste à sonder le proton au moyen d’un photon virtuel de grande virtualité pour produire dans l’état final un unique photon réel de grande énergie tout en laissant le proton intact.A COMPASS au CERN, où deux années de données ont été collectées en 2016 et 2017 afin de mesurer la section efficace du processus DVCS, le photon virtuel est issu de la diffusion d’un faisceau de μ⁺ ou de μ⁻ polarisé de 160 GeV sur une cible d’hydrogène liquide. Toutes les particules de la réaction sont détectées dans l’expérience : le muon incident est détecté dans le télescope du faisceau, le muon diffracté et le photon réel sont détectés à l’avant dans le spectromètre et les trois calorimètres tandis que le proton de recul est détecté dans un détecteur de temps de vol placé autour de la cible.Je présente dans cette thèse l’état de l’analyse du processus DVCS sur les données collectées à COMPASS en 2016. Après un rappel du contexte théorique et expérimental, je décris l’expérience COMPASS. Je détaille ensuite mon travail de calibration du détecteur de proton de recul et de détermination de la position exacte de la cible de 2 cm de diamètre et 2.5 m de longueur. J’étudie dans la partie suivante la sélection de différents canaux de physique permettant de contrôler de manière systématique la qualité des détecteurs : la diffusion profondément inélastique (DIS) qui implique le télescope du faisceau et le spectromètre, la production exclusive de ρ⁰ qui inclut aussi le détecteur de temps de vol ; puis je présente la première analyse de la production exclusive de photons uniques qui implique en plus les trois calorimètres. Dans une dernière partie j’évoque les étapes nécessaires à la détermination de la section efficace du DVCS à partir de cette sélection, et je présente les premiers résultats issus de la simulation associée. / Virtual Compton Scattering (DVCS) is an ideal process to study the internal structure of proton. This exclusive reaction provides access to generalised parton distributions (GPDs), which encode the correlations between longitudinal momentum and transverse position of partons inside the proton. DVCS consists in probing a proton with a virtual photon of high virtuality, in order to produce a single high energy real photon while leaving the proton intact in the final state.At COMPASS at CERN, where two years of data were collected in 2016 and 2017 to measure the DVCS cross section, the virtual photon is produced by scattering of a 160 GeV polarised μ⁺ or μ⁻ beam on a liquid hydrogen target. All particles are detected in the experiment: the incident muon is detected in the beam telescope, the diffracted muon and the real photon are detected in the forward spectrometer and the three calorimeters, while the recoil proton is detected in a time-of-flight detector positioned around the target.In this thesis I present the state of the analysis of the DVCS process on the data collected at COMPASS in 2016. After a reminder of the theoretical and experimental context, I describe the COMPASS experiment. I then detail my work on calibrating the recoil proton detector and determining the the exact position of the 2 cm diameter and 2.5 m long target. In the next section, I study the selection of different physics channels used to systematically control detector quality: Deep Inelastic Scattering (DIS) which involves the beam-telescope and spectrometer, exclusive ρ⁰ production which requires the addition of the time-of-flight detector and I follow with the first analysis of the exclusive single photon production which depends as well on the calorimetres quality. In a last part, I discuss the necessary steps needed to extract the DVCS cross-section out of this event selection, and present the first results associated to the Monte-Carlo simulation.