Une famille d'astéroïdes véritable (génétique) est un ensemble de fragments issus de la fragmentation d'un corps parent, et qui ont des orbites similaires autour du soleil. La famille de Eos est un regroupement dynamique de plus de 450 astéroïdes à environ 3 UA du soleil. J'ai observé et fait l'analyse spectroscopique minutieuse de 45 astéroïdes de la famille de Eos. J'ai ainsi trouvé des caractéristiques communes et uniques, propres à la famille de Eos, me permettant d'établir un lien génétique unissant tous les membres. Cela m'a permis aussi d'identifier deux intrus c'est à dire des astéroïdes étrangers à la famille. Grâce à l'analyse des paramètres spectroscopiques, j'en ai déduit que le corps parent de Eos était partiellement différentié et que les processus de l'altération de l'espace avaient joué un rôle, quoique mineur dans la diversité spectrale des membres de la famille de Eos. J'ai simulé une famille synthétique de fragments grâce à un modèle semi empirique de collision catastrophique. J'ai ainsi obtenu un modèle synthétique de la famille de Koronis, famille au sein de laquelle la sonde Galileo a découvert l'unique preuve directe d'un système binaire. Dans ce contexte, j'ai développé un code pour suivre, aussitôt après l'impact, l'évolution dynamique des fragments, en tenant compte de leurs interactions, collisions et réaccumulation. J'ai trouvé que la formation de systèmes binaires formés de couples de fragments de masse comparable, à la suite d'une collision catastrophique est possible (environ un pour cent des fragments). Enfin, j'ai étudié des astéroïdes candidats à des missions spatiales. J'ai analysé les spectres de 253 Mathilde (mission NEAR), des spectres infrarouges du satellite ISO et des spectres des astéroïdes candidats à la mission ROSETTA. Sur ces derniers, j'en ai conclu que le choix idéal de la sélection finale devrait inclure 140 Siwa qui de par sa taille et son type spectral (C) constitue un objet plus primitif.

Les micrométéorites antarctiques (MMAs) échantillonnent le matériel présent lors des premiers instants de la formation du système solaire. Deux nouvelles familles de MMAs, bien préservées de l'altération terrestre ont été identifiées dans la collection CONCORDIA 2006: (i) les MMAs à grain fin (FgF ¬- Fine-grained Fluffy), et (ii) les MMAs ultracarbonées (UCAMMs - Ultracarbonaceous Antarctic Micrometeorites). Les FgF présentent des caractéristiques similaires à celles des particules de poussières interplanétaires (IDPs). Les UCAMMs ont une composition exceptionnellement riche en carbone (50 à 90 vol%). Les caractéristiques des MMAs ont été comparées aux résultats récents obtenus par la mission de retour d'échantillons cométaires STARDUST. Les MMAs ont été caractérisées par des observations spectroscopiques, minéralogiques, pétrographiques et isotopiques. Le degré d'ordre structural de la matière carbonée des MMAs a été analysé par spectroscopie Raman. Les résultats montrent qu'environ 65% des MMAs contiennent une matière carbonée présentant un fort degré de désordre. Le radical nitrile a été identifié dans une UCAMM. La minéralogie des UCAMMs a été décrite par microscopie électronique à transmission, afin de mieux comprendre leur processus de formation et d'évolution. Les minéraux principaux (olivines, pyroxènes et sulfures de fer) sont généralement présents sous forme d'agrégats, rarement sous forme de minéraux isolés ou dans des objets présentant une texture ignée. Des objets similaires aux Glass with Embedded Metal and Sulphides des IDPs ont été identifiés dans une UCAMM. La matière carbonée de ces UCAMMs est très enrichie en deutérium, jusqu'à 30 fois la valeur terrestre. L'association d'une matière carbonée avec une composante minérale formée à haute température confirme la présence d'un mécanisme de transport dans le disque protoplanétaire. Les MMAs offrent une opportunité unique d'étudier le continuum astéroïde-comète.

L'étude des micrométéorites CONCORDIA, collectées dans les neiges des régions centrales antarctiques, ouvre une fenêtre pour l'étude de la formation du système solaire. Les micrométéorites ont également pu jouer un rôle dans l'apparition de la vie sur Terre.

En 2006, Il a été observé que l'astéroïde (234)~Barbara possède une valeur anormalement élevée d’angle d’inversion polarimétrie. Par la suite, d'autres astéroïdes possédant la même caractéristique que Barbara ont été découverts et nommés ``Barbarians'' en référence à (234) Barbara. L'étude de ces astéroïdes constitue le sujet principal de cette thèse ayant pour but de mieux comprendre la raison de cet angle d'inversion plus élevé que la normale. La première hypothèse formulée afin d’expliquer cette anomalie polarimétrique suppose que les astéroïdes Barbarians possèdent une forme fortement irrégulière induisant une réponse polarimétrique particulière. La deuxième hypothèse stipule que les astéroïdes Barbarians possèdent une abondance anormalement élevée d'inclusions riches en aluminium et en calcium. Au cours de cette thèse, nous avons obtenu de nombreuses nouvelles données aussi bien en photométrie, spectroscopie que polarimétrie. Ces nouvelles observations d’astéroïdes ont permis de tester différentes hypothèses formulées précédemment afin d'expliquer l'anomalie polarimétrique observée. Nos observations ont permis d'éliminer une hypothèse faisant appel à une topologie particulière des astéroïdes Barbarians, mais nous avons confirmé et renforcé une autre hypothèse faisant intervenir une composition particulière de ces astéroïdes. Si cette dernière hypothèse était confirmée, cela en ferait des astéroïdes primitifs s'étant formés lors des premières étapes du Système Solaire. Leur étude permettrait donc d'en apprendre plus sur les mécanismes de formation des astéroïdes et la composition de la nébuleuse ayant donné naissance au Système Solaire. Comprendre les astéroïdes Barbarians sert à mieux comprendre les premières étapes de formation du Système Solaire et aussi celles des planètes. / A few years ago, asteroid polarimetry allowed to discover a class of asteroids exhibiting peculiar phase polarization curves, collectively called "Barbarians" from the prototype of this class, the asteroid (234) Barbara. All such objects belong to the L visible plus near infrared based taxonomic class. The anomalous polarization has been tentatively interpreted in terms of high-albedo, spinel-rich Calcium-Aluminum inclusions (CAI) that could be abundant on the surfaces of some of these asteroids, according to their spectral reflectance properties and to analogies with CO3/CV3 meteorites. Such CAIs are among the oldest mineral assemblages ever found in the Solar System. Barbarians' surfaces could therefore be rich in this very ancient material and bring information on the early phases of planetary formation. During this thesis, a systematic campaign for photometric, polarimetric and spectroscopic characterization has been conducted. These observation campaigns allowed improving our general knowledge about these peculiar asteroids and highlighting the link between polarization and polarimetric properties. Our observation also allowed discarding the hypotheses involving peculiar shape for these asteroids. However, as it was suggested, a link between the presence of CAI and the polarimetric response was found. Our observations show that the relative abundance of CAI is correlated with the polarimetric inversion angle. This is the first time that a direct link between polarimetric and spectroscopic properties is found.

Actuellement, on recense peu de familles d’astéroïdes de la ceinture principale (Main Belt, MB) âgés de plus de 2 milliards d’années (Brož et al., 2013; Spoto et al., 2015). Ceci serait le résultat d’un biais observationnel, dû aux techniques classiques utilisées pour l’identification des familles. En effet, la technique dite “Hierarchical Clustering Method” (HCM) identifie les membres des familles par leur proximit é dans l’espace des éléments orbitaux demi-grand axe (a), excentricité (e) et inclinaison (i). Or, les d’astéroïdes se dispersent lentement dans cet espace à cause de résonances séculaires et d’une force non-gravitationnelle dénommée «effet Yarkovsky». Ceci rend la méthode HCM de moins en moins efficace pour des familles d’âges de plus en plus élevées. Nous avons développé une nouvelle mèthode qui est insensible à la dispersion des membres des familles en e et i, car elle identifie les familles par leur forme caractéristique en «V» dans l’espace a; 1/D, oú D est le diamètre de l’astéroïde. Cette forme est due à la vitesse d’éjection initiale des membres de la famille par rapport au corps parent et à la dépendance approximative en 1/D de l’effet Yarkovsky qui disperse la famille en demi-grand axe au cours du temps. Cette méthode du ‘V-shape’ a été testée sur des familles connues, dont certaines difficilement identifiables par la méthode HCM. De plus, avec notre méthode nous avons découvert une famille de plus de 4 milliards d’années, reliant la plupart des astéroïdes sombres de la ceinture interne qui ne sont pas déjà inclus dans une famille connue (Delbo' et al., 2017). Seuls des astéroïdes avec diamètre D >50 km n’appartiennent à aucune famille et sont donc primordiaux. Cela implique que les astéroïdes primordiaux étaient assez gros, en accord avec les théories récentes sur la formation des planétésimaux dans le disque protplanétaire (Morbidelli et al., 2009). La méthode «V-shape» représente également une méthode d’analyse puissante pour trouver la frontière d’une famille d’astéroïdes dans le plan a; 1/D et pour calculer précisément sa courbure. Les propriétés thermiques des surfaces d’astéroïdes, telles que l’inertie thermique Γ, déterminent la magnitude de l’effet Yarkovsky. Or, Γ est statistiquement anti-corrélé avec D (Delbo' & Tanga, 2009; Delbo' et al., 2015). Par conséquent, l’effet de Yarkovsky peut avoir une dépendance non linéaire en 1/D, causant la courbure de la frontière de la famille dans le plan a; 1/D. L’outil de ‘V-shape’ est capable de détecter cette courbure sur des familles synthétiques et a été utilisé pour plus de 20 vieilles familles de la ceinture principale pour mesurer cet effet. La courbure mesurée implique qu’en moyenne l’effet Yarkovsky est proportionnel à D^-0.8. Il est constaté qu’il n’y a pas de corrélation entre l’âge de la famille et la courbure de sa frontière pour des familles âgées de plus de 100 millions d’années environ. De plus, la courbure en ‘V-shape’ diminue pour les familles à plus grand demi-grand axe, ce qui implique que relation entre Γ et D est moins anti-corrélée dans la ceinture externe que dans la ceinture interne. En examinant des familles âgées de moins de 20 millions d’années par la méthode du ‘V-shape’, nous pouvons étudier les familles dont la forme en «V» est causées par la vitesse initiale d’éjection des fragments et non pas par l’effet de Yarkovsky. Pour ces familles nous avons montré qu’il n’y a pas de courbure, ce qui implique que la vitesse initiale d’éjection des fragments est proportionnelle à 1/D, comme prédit par les expériences d’impact en laboratoire et les simulations numériques de fragmentation (Fujiwara et al., 1989; Michel et al., 2001; Durda et al., 2004; Nesvorný et al., 2006). La différence de courbure entre les familles de moins de 20 millions d’années et les familles plus âgées est une preuve indépendante que la dispersion en demi-grand axe des vieilles familles est dominèe par l’effet Yarkovsky. / Asteroid families are the remnant fragments of asteroids broken apart by collisions. There are only a few known Main Belt (MB) asteroid families with ages greater than 2 Gyr (Brož et al., 2013; Spoto et al., 2015). Estimates based on the family producing collision rate suggest that the lack of > 2 Gyr-old families may be due to a selection bias in classic techniques used to identify families. Family fragments disperse in their orbital elements, semimajor axis, a, eccentricity, e, and inclination, i, due to secular resonances, mean motion resonances, close encounters, secondary collisions and the nongravitational Yarkovsky force. This causes the family fragments to be more difficult to identify with the hierarchical clustering method (HCM), which attempts to find cluster in orbital element space, when applied to family fragments’ elements as the fragments age. We have developed a new technique that is insensitive to the spreading of fragments in e and i by searching for V-shaped correlations of family members in a and asteroid diameter, D. A group of asteroids is identified as a collisional family if its boundary in the a vs. 1/D plane has a characteristic V-shape which is due to the size dependent Yarkovsky effect. The V-shape technique is demonstrated on the known families and families difficult to identify by HCM, and used to discover a 4 Gyr-old family linking most dark asteroids in the inner MB not included in any known family (Delbo' et al., 2017). The 4 Gyr-old family reveals asteroids with D > 35 km that do not belong to any asteroid family implying that they originally accreted from the protoplanetary disk and support recent theories on the formation of asteroids (Morbidelli et al., 2009). The V-shape detection tool is also a powerful analysis method for finding the boundary of an asteroid family and fitting for its shape. Thermal properties of the surfaces of asteroids such as the thermal inertia, Γ, determine the magnitude of the drift rate cause by the Yarkovsky force. Following the proposed anti-correlation between Γ and and D (Delbo' & Tanga, 2009; Delbo' et al., 2015), the Yarkovsky effect may have a more complex D dependence than previously thought, causing the family V-shape boundary to be curved in a vs. 1/D space. The V-shape tool is capable of detecting this curvature on synthetic families and was deployed on >20 families located throughout the MB to find this effect. The curvature of family V-shapes implies on average that the Yarkovsky drift rate scales with D^-(0.8-0.9). We find that there is no correlation between family age and V-shape curvature for families older than 100 Myrs. Additionally, the V-shape curvature decreases for asteroid families with larger a suggesting that the relationship between Γ and D is less anti-correlated in the Outer MB. By examining families <20 Myrs-old with the V-shape technique, we can separate family V-shapes caused by the initial ejection of fragments from those that are caused by the Yarkovsky effect. We constrain the initial velocity of young families by measuring the curvature of their fragments’ V-shape in a vs. 1/D space. We measure the V-shape curvature of 11 asteroid families that are too young for most of their known fragments to have undergone significant evolution in semi-major axis due to the Yarkovsky effect. We find that the majority of asteroid families in our sample have initial ejection velocity fields that scale with 1/D supporting the laboratory impact experiments and computer simulations of disrupting asteroid family parent bodies (Fujiwara et al., 1989; Michel et al., 2001; Durda et al., 2004; Nesvorný et al., 2006). In addition, the difference in curvature between <20 Myr-old families from the curvature of older family V-shapes evolved is independent evidence separating initial ejection velocity V-shapes from Yarkovsky V-shapes.

La migration planétaire est un phénomène apparemment inévitable lors de la formation des planètes dans les disques protoplanétaires. Les interactions gravitationnelles entre les embryons de planète et le disque de gaz font décroître le moment cinétique de l'embryon, qui spirale vers l'étoile centrale. Le temps de migration étant plus court que la durée de vie du disque, aucune planète ne devrait survivre (chapitres 1 et 2). Dans cette thèse, nous essayons de trouver des mécanismes qui empêchent ou ralentissent la migration.<br /><br />Dans le chapitre 3, nous montrons qu'un saut dans le profil de densité du disque de gaz bloque la migration et agit comme un piège à planète. Ainsi bloqué, un coeur solide massif peut accrèter une atmosphère gazeuse et devenir une planète géante. La planète est alors assez massive pour repousser le gaz et ouvrir un sillon autour de son orbite. En analysant des simulations numériques, nous mettons en évidence le rôle des effets de pression dans ce processus dans le chapitre 4 ; un nouveau critère unifié d'ouverture du sillon en découle. Après la présentation dans le chapitre 5 d'un nouvel algorithme fiable et performant pour réaliser des simulations numériques, nous l'utilisons dans le chapitre 6 pour étudier la migration d'une planète géante et son impact sur l'évolution du disque. La formation d'une cavité s'avère moins facile que prévu, mais une possibilité d'arrêter la migration apparaît. Enfin, dans le chapitre 7, nous étudions le cas de Jupiter et Saturne, et trouvons dans quelles conditions les interactions entre les deux planètes en empêchent la migration.

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.

Les comètes nous renseignent sur les conditions physico-chimiques du Système Solaire en formation. Leur observation en interférométrie millimétrique permet de cartographier l'émission des molécules dans la coma interne et d'étudier la morphologie du dégazage depuis le noyau. Des données de qualité unique ont été obtenues sur la comète C/1995 O1 (Hale-Bopp) avec l'interféromètre du Plateau de Bure de l'IRAM. Au cours de ma thèse j'ai analysé les données concernant H2S, SO, CS et CO. Mes travaux montrent que les molécules H2S et CO proviennent du noyau. La distribution radiale de l'emission de CS est compatible avec une source légèrement étendue, en accord avec sa production par la photolyse de CS2. Le taux de photodissociation de CS est mesuré. La distribution radiale de SO est plus étendue que si ce radical était créé uniquement par la photodissociation de SO2. Cela suggère la présence dans la coma d'une autre source de SO ou d'une source étendue de SO2. Les observations indiquent que H2S est libéré de manière quasi isotrope à la surface du noyau. CS et SO sont présents dans un jet à haute latitude sur le noyau. Le jet de CO proche de l'équateur résulte d'une inhomogénéité de production à la surface et non d'une structure de choc liée à la forme et à la topographie du noyau, comme le montrent les simulations réalisées à partir des résultats d'un modèle hydrodynamique de coma. Nous interprétons les différences entre les profils de dégazage des différentes espèces comme une conséquence de l'inhomogénéité de composition du noyau. Les outils et les méthodes développés seront utiles pour préparer et analyser les futures observations de comètes en interférométrie millimétrique.

Le travail réalisé au cours de ma de thèse avait pour but de placer de nouvelles contraintes sur la composition du ou des précurseurs organiques présents dans la nébuleuse proto-solaire. Des expériences de thermodégradation ont été mises en place en utilisant des matériaux modèles riches en azote. La spectrométrie de masse à haute résolution (Orbitrap) à été utilisée afin de mieux caractériser les polymères de HCN, autre matériau modèle. Ce travail apporte de nouvelles informations sur la diversité moléculaire de tels matériaux, ainsi que de nouvelles informations sur leur structure. Les expériences de thermodégradation proprement dites ont ensuite été réalisées, afin de mieux comprendre le comportement de l'azote dans les matériaux organiques macromoléculaires, et ainsi apporter de nouvelles contraintes sur l'origine de la matière organique présente dans les différentes classes de cosmomatériaux (chondrites carbonées, IDPs et UCAMMs). Cette série d'expériences nous a permis de mettre en évidence une probable différence de précurseur entre la matière carbonée des IOMs et celle des IDPs et UCAMMs. / The aim of my PhD work was to add some new constraints on the organic precursors compositions in the early solar system. Thermal degradation experiments have been performed, using N-rich analog materials. High resolution mass spectrometry gives us the possibility to better characterize the HCN polymers another type of analog materials. This part of the study provides us new informations about the molecular diversity of HCN polymers and also new constraints on their structure. The thremal degradation experiments were then performed. The aim of this study was to provide some new constraints on the composition of the organic precursors present in the early solar system and incorporated in the different bodies (carbonaceous chondrites, IDPs, UCAMMs). We can conclude that the organic precursor of the IOMs was poor in nitrogen while the organic matter accreted by the parent bodies of IDPs and UCAMMs was probably nitrogen rich.

Cette thèse traite de la détection d’exoplanètes et des propriétés statistiques de leurs orbites. Nous présentons d'abord de nouveaux développements dans la technique de microlentille gravitationnelle. Nous étudions les potentialités de découverte de systèmes inhabituels, comme des planètes flottantes, par des satellites en orbite autour de la Terre. Nous proposons ensuite deux nouvelles approches à la reconstruction d’images, ce qui pourrait mener à un gain de temps important dans l’interprétation des données d’observation. Nous redécouvrons d’abord le résultat peu connu de Asada (2002), en démontrant que l’équation bidimensionnelle des lentilles peut être réécrite en termes de systèmes triangulaires grâce au théorème de Labatie. Cela permet de résoudre une seule équation polynomiale réelle, au lieu de l’équation complexe habituelle. Nous proposons ensuite une nouvelle technique de reconstruction d’images basée sur la résolution d’un système d’équations différentielles ordinaires. Dans la deuxième partie de la thèse, nous faisons un premier pas vers une théorie statistique des architectures planétaires. Nous montrons que l’ensemble microcanonique de la dynamique séculaire dans le système solaire permet d’estimer assez précisément la densité de probabilité des paramètres orbitaux des planètes. Comme la dynamique future de nos planètes ne diffère pas essentiellement de l’excitation gravitationnelle à la quelle sont sujettes les exoplanètes dans la dernière phase de leur formation, un tel résultat constitue un indice préliminaire mais précieux de l’efficacité d’une approche statistique aux architectures planétaires. / This thesis deals with exoplanet detection and the statistical properties of planetary systems. In the first part of the dissertation, we present new developments in the technique of gravitational microlensing. We explore the potentialities of geosynchronous and low Earth orbit satellites to discover unusual systems, such as rogue planets and miniature planetary systems around low-mass brown dwarfs. We then propose two new approaches to image reconstruction, which could result in a precious speed-up when interpreting observational data. We first rediscover the not-well-known result of Asada (2002), demonstrating that the two-dimensional lens equation can be rewritten in terms of triangular systems via Labatie’s theorem. That allows to solve basically a single real polynomial equation, instead of the usual complex one. We then propose a technique of image reconstruction based on the resolution of a system of ordinary differential equations. This turns out to have a number of advantages, among them a straightforward application to the general case of N point-mass lenses. In the second part of the thesis, we take a first step towards a statistical theory of planetary architectures. We show that the microcanonical ensemble of secular dynamics in the solar system provides a very good guess of the probability density of the planet orbital elements over Gyr timescales. Since the future dynamics of our planets is essentially analogue to the gravitational excitation undergone by exoplanets during the final, gas-free phase of their formation, such a result constitutes a preliminary but valuable hint of the effectiveness of a statistical approach to planetary architectures.