La solution des équations d'Einstein–Maxwell décrivant le trou noir le plus général a été découverte par Plebański et Demiański en 1976. Cette thèse accomplit plusieurs étapes en vue d'intégrer une généralisation de cette solution en supergravité jaugée N = 2. Le contenu bosonique de cette dernière comprend la métrique assortie de champs de jauge et de deux types de champs scalaires (appelés scalaires-vecteurs et hyperscalaires); cela implique qu'il est beaucoup plus compliqué de trouver une solution générale et l'on doit se restreindre à des classes particulières de solutions ou bien utiliser des algorithmes pour générer des solutions.Dans la première partie de cette thèse nous approchons ce problème grâce à la première stratégie en nous restreignant aux solutions BPS.Dans un premier temps nous étudions les jaugeages abéliens qui impliquent les hyperscalaires afin de comprendre quelles sont les conditions nécessaires pour obtenir des vides N = 2 adS4 ainsi que des géométries de proche-horizon associées à des trous noirs statiques.Par la suite nous décrivons une solution générale et analytique pour des trous noirs (extrémaux) 1/4-BPS qui possèdent une masse, une charge de NUT, des charges dyoniques et des champs scalaires non-triviaux dans le contexte de la supergravité N = 2 jaugée à la Fayet–Iliopoulos.Dans la seconde partie nous obtenons une extension de l'algorithme de Janis-Newman afin de prendre en compte tous les champs bosoniques de spin inférieur à 2, les horizons topologiques et le cas des autres dimensions.Ainsi cela met à disposition tous les outils nécessaires pour appliquer cet algorithme à la supergravité (jaugée ou non). / The most general black hole solution of Einstein–Maxwell theory has been discovered by Plebański and Demiański in 1976.This thesis provides several steps towards generalizing this solution by embedding it into N = 2 gauged supergravity.The (bosonic fields of the) latter consists in the metric together with gauge fields and two kinds of scalar fields (vector scalars and hyperscalars); as a consequence finding a general solution is involved and one needs to focus on specific subclasses of solutions or to rely on solution generating algorithms. In the first part of the thesis we approach the problem using the first strategy: we restrict our attention to BPS solutions, relying on a symplectic covariant formalism. First we study the possible Abelian gaugings involving the hyperscalars in order to understand which are the necessary conditions for obtaining N = 2 adS4 vacua and near-horizon geometries associated to the asymptotics of static black holes.A preliminary step is to obtain covariant expressions for the Killing vectors of symmetric special quaternionic-Kähler manifolds. Then we describe a general analytic solutions for 1/4-BPS (extremal) black holes with mass, NUT, dyonic charges and running scalars in N = 2 Fayet–Iliopoulos gauged supergravity with a symmetric very special Kähler manifold. In the second part we provide an extension of the Janis–Newman algorithm to all bosonic fields with spin less than 2, to topological horizons and to other dimensions. This provides all the necessary tools for applying this solution generating algorithm to (un)gauged supergravity, and interesting connections with the N = 2 supergravity theory are unravelled.

Récemment, les comportements malveillants dans les réseaux sans fil multi-sauts ont attiré l’attention de la communauté scientifique. La prolifération rapide du nombre de dispositifs sans fil ainsi que la diversification des applications basées sur ces réseaux ont grandement contribué à l’amélioration de la qualité de vie ainsi que la modernisation de la société. Cependant, la nécessité de sécuri ser ces réseaux et de garantir la robustesse de leurs services est devenue une préoccupation majeure. En effet, les caractéristiques spécifiques de ces réseaux, telles que l’absence d’infrastructure et l’absence d’une entité centrale de confiance, font que les réponses à leurs problèmes de sécurité sont tout à fait différentes de celles des réseaux filaires. De plus, le manque de confiance entre les nœuds rend ces problèmes encore plus critiques. L’objectif de cette thèse vise à contribuer au renforcement de la sécurité dans les réseaux sans fil multi-sauts. Elle se focalise sur l’étude des comportements malveillants au niveau des couches MAC et réseau. Nous nous intéressons au développement de nouvelles solutions pour faire face à l’attaque du trou noir ”Black hole” dans le contexte du protocole OLSR, ainsi qu’analyser le comportement des nœuds cupides ”Greedy” au niveau de la couche MAC, dans toutes ses versions.Une attaque de trou noir peut être menée suivant deux scénarios. Le premier scénario consiste à lancer l’attaque, exclusivement, au niveau de la couche réseau. Le second scénario consiste en une attaque multi-couches. Dans le cadre de cette thèse, nous analysons l’impact de ces deux types d’attaques et proposons des contre-mesures appropriées. Au niveau de la couche MAC, nous étudions particulièrement le comportement cupide adaptatif dans le cadre des réseaux sans fil maillés et nous proposons une solution originale baptisée, FLSAC, afin de prévenir ce type de menace. Dans le cadre des réseaux mobiles ad hoc (MANETs), nous définissons un nouveau modèle de comportement des nœuds cupides. Nous développons aussi un nouvel algorithme de backoff, dont l’avantage principal est d’assurer une détection rapide des nœuds cupides non conformes aux spécifications du protocole IEEE802.11. Cet algorithme offre un mécanisme de réaction qui incite un nœud cupide à se comporter correctement en lui donnant la chance de se repentir après détection. / While the rapid proliferation of mobile devices along with the tremendous growth of various applications using wireless multi-hop networks have significantly facilitate our human life, securing and ensuring high quality services of these networks are still a primary concern. In particular, anomalous protocol operation in wireless multi-hop networks has recently received considerable attention in the research community. These relevant security issues are fundamentally different from those of wireline networks due to the special characteristics of wireless multi-hop networks, such as the limited energy resources and the lack of centralized control. These issues are extremely hard to cope with due to the absence of trust relationships between the nodes.To enhance security in wireless multi-hop networks, this dissertation addresses both MAC and routing layers misbehaviors issues, with main focuses on thwarting black hole attack in proactive routing protocols like OLSR, and greedy behavior in IEEE 802.11 MAC protocol. Our contributions are briefly summarized as follows. As for black hole attack, we analyze two types of attack scenarios: one is launched at routing layer, and the other is cross layer. We then provide comprehensive analysis on the consequences of this attack and propose effective countermeasures. As for MAC layer misbehavior, we particularly study the adaptive greedy behavior in the context of Wireless Mesh Networks (WMNs) and propose FLSAC (Fuzzy Logic based scheme to Struggle against Adaptive Cheaters) to cope with it. A new characterization of the greedy behavior in Mobile Ad Hoc Networks (MANETs) is also introduced. Finally, we design a new backoff scheme to quickly detect the greedy nodes that do not comply with IEEE 802.11 MAC protocol, together with a reaction scheme that encourages the greedy nodes to become honest rather than punishing them.

Les vibrations de flexion des structures minces sont étroitement liées au rayonnement sonore et à l'endommagement des structures. Ainsi, des méthodes de modélisation des vibrations et des techniques d'amortissement sont indispensables dans divers domaines scientifiques et techniques. La première partie de la thèse traite du développement d'un modèle des vibrations de flexion de plaques minces polygonales excitées ponctuellement, basé sur la méthode des sources image. Celle-ci consiste à représenter les réflexions successives sur les bords de la plaque par des sources virtuelles, obtenues par symétries successives de la source d'origine. Le modèle développé permet de prédire les vibrations d'une plaque et d'un assemblage de plaques dont la géométrie et les conditions aux limites sont arbitraires. La particularité de la méthode est que la précision des simulations s'améliore avec la fréquence et l'amortissement structural, ce qui est contraire à la méthode des éléments finis ou aux méthodes dites modales. Un outil de mesure du module d'Young et du facteur d'amortissement de panneaux fortement amortis est également proposé. La deuxième partie de la thèse traite de l'amortissement des vibrations par l'effet de ``trou noir acoustique''. La célérité des ondes de flexion dépend de l'épaisseur de la structure dans laquelle elles se propagent. Ainsi, une onde se propageant dans une plaque d'épaisseur décroissante ralentit et, dans certaines conditions, peut s'arrêter complètement. Le coefficient de réflexion d'une telle structure étant nul en théorie, le phénomène porte le nom de trou noir acoustique. Un modèle est développé, permettant d'estimer les valeurs optimales des paramètres des matériaux utilisés afin de maximiser l'amortissement. Les résultats numériques, ainsi que des études expérimentales, montrent une réduction de niveau vibratoire atteignant 20 décibels. Une configuration alternative est également explorée, consistant à contrôler la célérité des ondes en modifiant le module d'Young de la structure. Pour ce faire, une poutre en polymère à mémoire de forme est soumise à un gradient thermique. Enfin, l'utilisation d'un gradient thermique sur une poutre à épaisseur décroissante montre une atténuation considérable du champ vibratoire.

We obtain the general solution of the Einstein-(anti) Maxwell-(anti) Dilaton (EMD) theory for a static, spherically symmetric spacetime in four dimensions. In the phantom (anti) cases, we obtain new solutions with non-degenerate horizon and make the analysis of their causal structures. The causal structures of some solutions are exotics, some of them can not be described in two-dimensional usual Penrose diagrams. We obtain also, using the method of Sigma model, new stationary solutions with axial symmetry, for Einstein-anti-Maxwell-Dilaton (EM¯\bar{M}D) and Einstein-anti-Maxwell-Dilaton-Axion (EM¯\bar{M}DA) theory. We analyse the causal structure of these new solutions.

Nous analysons des bulles d'espace-temps d'épaisseur finie en relativité générale. Les conditions d'énergie sont utilisées afin d'obtenir un ensemble de critères permettant de restreindre la structure du bord de la bulle. Dans le cas des bulles statiques et à symétrie sphérique, nous obtenons quatre inégalités différentielles équivalentes aux trois conditions d'énergie les plus communes. Nous montrons qu'elles sont équivalentes à un ensemble de deux inégalités différentielles simples lorsque le potentiel gravitationnel effectif a une forme particulière. Nous paramétrons alors l'espace-temps de manière à rendre la vérification de ces inégalités plus simple lorsqu'il sera question de bulles d'espace-temps. Nous traitons en particulier quatre formes de bulles, toutes caractérisées par un extérieur de type Schwarzschild de Sitter. Nous montrons que notre méthode donne les bons résultats lorsque la limite où l'épaisseur de la bulle tend vers zéro est prise. Nous terminons par un traitement succinct du problème d'une onde gravitationnelle se propageant dans un nuage de bulles d'espace-temps. / We analyze space-time bubbles of finite thickness in general relativity. We use the energy conditions to restrict their structures. In the case of static, spherically symmetric bubbles, we get a set of four differential inequalities. If the effective gravitational potential is taken of a particular form, we show that they can be further reduced to a set of two differential inequalities. We then parameterize the bubble's wall in a particular way, simplifying the inequalities, and easing the application of boundary conditions on our solutions. We then treat four different cases of bubbles that all have a Schwarzschild de Sitter exterior. We show that in the limit where the thickness of the bubble's wall goes to zero, we recover the standard results. Lastly, we treat gravitational waves propagating in a dilute gas of non-interacting space-time bubbles.

Nous analysons des bulles d'espace-temps d'épaisseur finie en relativité générale. Les conditions d'énergie sont utilisées afin d'obtenir un ensemble de critères permettant de restreindre la structure du bord de la bulle. Dans le cas des bulles statiques et à symétrie sphérique, nous obtenons quatre inégalités différentielles équivalentes aux trois conditions d'énergie les plus communes. Nous montrons qu'elles sont équivalentes à un ensemble de deux inégalités différentielles simples lorsque le potentiel gravitationnel effectif a une forme particulière. Nous paramétrons alors l'espace-temps de manière à rendre la vérification de ces inégalités plus simple lorsqu'il sera question de bulles d'espace-temps. Nous traitons en particulier quatre formes de bulles, toutes caractérisées par un extérieur de type Schwarzschild de Sitter. Nous montrons que notre méthode donne les bons résultats lorsque la limite où l'épaisseur de la bulle tend vers zéro est prise. Nous terminons par un traitement succinct du problème d'une onde gravitationnelle se propageant dans un nuage de bulles d'espace-temps. / We analyze space-time bubbles of finite thickness in general relativity. We use the energy conditions to restrict their structures. In the case of static, spherically symmetric bubbles, we get a set of four differential inequalities. If the effective gravitational potential is taken of a particular form, we show that they can be further reduced to a set of two differential inequalities. We then parameterize the bubble's wall in a particular way, simplifying the inequalities, and easing the application of boundary conditions on our solutions. We then treat four different cases of bubbles that all have a Schwarzschild de Sitter exterior. We show that in the limit where the thickness of the bubble's wall goes to zero, we recover the standard results. Lastly, we treat gravitational waves propagating in a dilute gas of non-interacting space-time bubbles.

Cette thèse s'inscrit dans le cadre de la modélisation des ondes gravitationnelles et du mouvement relativiste associés aux systèmes binaires à grand rapport de masses (Extreme Mass Ratio Inspiral - EMRI). Ces systèmes sont formés d'un trou noir super massif autour duquel gravite un objet compact de masse stellaire. Dans le formalisme de la théorie perturbative des trous noirs, on développe une méthode numérique qui calcule les formes d'ondes produites par une particule ponctuelle en orbite autour d'un trou noir de Schwarzschild. Il s'agit de résoudre l'équation d’onde de Regge-Wheeler-Zerilli dans le domaine temporel dont la solution, invariante de jauge, peut être reliée aux modes de polarisation, à l'énergie et au moment cinétique emporté par les ondes gravitationnelles. En réaction à l'énergie et au moment perdu, la trajectoire de la particule est affectée au cours du temps. Dans le cadre du formalisme de MiSATaQuWa, on calcule la force propre agissant sur une particule, initialement au repos, est en chute libre sur un trou noir de Schwarzschild. Nous montrons comment cette quantité est définie dans la jauge de Regge-Wheeler par le biais de la régularisation mode-sum. L'effet de la force propre sur le mouvement de la particule est ensuite pris en compte de façon itérative et auto-consistante grâce à un algorithme utilisant une méthode d'orbites osculatrices que nous avons développé. Nous quantifions cet effet en calculant soit la déviation orbitale par rapport au mouvement géodésique, soit les formes d'ondes perturbées et l'énergie rayonnée associée. / This thesis focuses on modelling the gravitational waves and the relativistic motion associated to Extreme Mass Ratio Inspiral (EMRI) systems. These systems consist of a stellar mass compact object gravitationally captured by a super-massive black hole. In black hole perturbation theory, we further develop a numerical method which computes waveforms generated by a point mass particle orbiting a Schwarzschild black hole. The Regge-Wheeler-Zerilli wave equation is solved in time domain. The gauge invariant solution is related to the polarisation modes, the energy and the angular momentum carried by the gravitational waves. In reaction to the energy and the moment lost, the trajectory is modified all along. In the MiSaTaQuWa formalism, we compute the self-force acting upon a point particle which is initially at rest, and then falling into a Schwarzschild black hole. We show how this quantity is defined in the Regge-Wheeler gauge by using the mode-sum regularisation technique. We take into account the self-force effect on the motion of the particle by using an iterative and osculating orbit method conceived herein. We quantify the orbital deviation with respect to the geodesic motion, but also the perturbed wave forms and the associated radiated energy.

Le Centre Galactique abrite en son cœur un objet compact de plusieurs millions de masses solaires. L'hypothèse faite à l'heure actuelle est que cet objet serait un trou noir supermassif décrit par la relativité générale. L'instrument de seconde génération du Very Large Telescope Interferometer, GRAVITY, va permettre d'apporter des réponses quant à la réelle nature de cet objet. Grâce à sa précision astrométrique de 10 microsecondes d'angle, il va pouvoir sonder l'espace-temps en champ fort via l'observation des étoiles et du gaz situés à proximité de l'objet central.Au cours de ma thèse j'ai mis au point un modèle permettant de simuler les observations d'orbites d'étoiles de GRAVITY, l'objectif étant d'extraire à l'aide de celui-ci les paramètres fondamentaux du candidat trou noir central ainsi que les effets relativistes. Pour cela, j'ai utilisé le code de tracé de rayons GYOTO développé à l'Observatoire de Paris. Ce code permet de calculer des trajectoires d'étoiles et de photons obtenues en présence d'un objet compact. Il est alors possible de simuler les positions apparentes d'étoiles en orbite autour du Centre Galactique en calculant leur image relativiste.J'ai d'abord validé le calcul des trajectoires des photons effectué dans GYOTO. Grâce à des tests effectués en déflexion faible et forte, j'ai pu démontrer que GYOTO était hautement satisfaisant pour simuler les observations GRAVITY. En effet, j'ai montré que l'erreur sur le calcul des géodésiques de genre lumière était inférieure à environ 10^-2 microseconde d'angle, et cela même pour de grandes distances d'intégration.Je me suis ensuite intéressée à l'étude d'une étoile appelée S2 qui a contribué à fortement contraindre la masse de l'objet central. Sa proximité au Centre Galactique fait d'elle une cible idéale pour sonder l'espace-temps en champ fort. En particulier, j'ai estimé quels étaient les temps minimaux d'observation nécessaires pour détecter des effets relativistes à l'aide de mesures astrométriques et spectroscopiques obtenues sur l'étoile S2. Pour cela, j'ai mis en place plusieurs modèles d'orbites prenant en compte chacun un certain nombre d'effets relativistes. Le modèle le plus précis est obtenu en relativité générale complète avec le code GYOTO. Néanmoins, puisque l'étoile S2 est suffisamment éloignée de l'objet compact, ce modèle néglige certains effets de lentilles gravitationnelles telles que les images secondaires et l'amplification des images primaires. Par ailleurs, je me suis également intéressée à la contraindre du moment cinétique du candidat trou noir central avec cette étoile. En particulier, j'ai déterminé, grâce au modèle le plus précis mis en place ici, qu'il était possible de contraindre la norme et la direction du moment cinétique avec une incertitude d'environ 0,1 et 20 degrés, respectivement, et cela en considérant des observations obtenues sur trois périodes de S2 et des précisions de 10 microsecondes d'angle et 10 km/s.En vue de la possible détection d'étoiles plus proches du Centre Galactique par GRAVITY, j'ai développé un modèle prenant en compte les effets de lentilles négligés dans le modèle précédent. Néanmoins, afin de minimiser le temps de calcul demandé par celui-ci, j'ai déterminé une zone de l'espace dans laquelle il était tout de même possible d'utiliser ce dernier.Enfin, j'ai étudié l'influence de corps du Système Solaire sur les mesures astrométriques de GRAVITY, c'est-à-dire sur la séparation angulaire entre deux sources du Centre Galactique. Cette étude a montré que ces mesures différentielles n'étaient déviées que de quelques microsecondes d'angle par la perturbation gravitationnelle engendrée par le Soleil. Cependant, celles-ci sont modifiées de plusieurs centaines de microsecondes d'angle par l'effet d'aberration induit par le mouvement de la Terre par rapport aux sources du Centre Galactique. Il sera donc nécessaire de prendre en compte cet effet lors de l'interprétation des données obtenues par GRAVITY. / Decades of studies have demonstrated the presence of a compact object of several million solar masses at the center of the Galaxy. Nowadays, the assumption is that this compact object is probably a supermassive black hole described by general relativity. The second generation instrument at the Very Large Telescope Interferometer, GRAVITY, is expected to better constrain the nature of this central object. By using its astrometric accuracy of about 10 microarcseconds, it will probe spacetime in strong gravitational fields by observing stars and gas located near the compact object.During my PhD I have developed a stellar-orbit model in order to interpret the future GRAVITY observations. By using this model it will be possible to extract the central black hole candidate parameters and relativistic effects. To implement the model, I used the ray-tracing code GYOTO developed at Observatoire de Paris. This code allows computing star and photon trajectories obtained in the vicinity of a compact object. It is thus possible to simulate apparent positions of stars orbiting the Galactic Center by computing relativistic images.My work started by validating the photon trajectories computed in GYOTO. By doing tests in both weak- and strong-deflection limits, I have shown that the GYOTO code is highly qualified to simulate GRAVITY observations. Indeed, the error made on the photon trajectories is inferior to 10^-2 microarcsecond, even when integrating over large distances.Then, I was interested in studying a star called S2 that contributed to importantly constrain the mass of the central object. This star is the second closest star to the Galactic Center and has an orbital period of about 16 years. Nowadays, we do not know whether closer-in stars will be discovered by GRAVITY. It is thus important to extract as much information as possible from this star. In particular, I have estimated the minimal observation times needed to detect relativistic effects by using astrometric and spectroscopic measurements of S2. To do so, I have developed different stellar-orbit models taking into account a certain number of relativistic effects. The more accurate model is obtained by using the ray-tracing code GYOTO and considering all relativistic effects. However, as the S2 star is sufficiently far from the compact object, this model neglects certain gravitational lensing effects such as the secondary images and the primary images amplification. Besides, I was also interested in the possibility of constraining the angular momentum of the central black hole candidate with the S2 star. In particular, I have shown that with a model which does not use ray-tracing, the norm and the direction of the angular momentum can be constrained with an uncertainty of about 0.1 and 20 degrees, respectively, by using observations obtained during three periods of S2 and with accuracies reaching 10 microarseconds and 10 km/s.Since closer-in stars could be detected by GRAVITY, I have developed a more accurate stellar-orbit model taking into account the lensing effects neglected in the previous model. However, in order to minimize the computing time required by this model, I determined a volume in which it is possible to neglect both the secondary images and the primary images amplification.Finally, I have studied the impact of different components of the Solar System on astrometric positions measured by GRAVITY. This study has shown that those measurements are deviated by an amount of a few microarcseconds by the gravitational perturbation generated by the Sun. However, those apparent positions are shifted by several hundred microarcseconds by the aberration effect due to the movement of the Earth with respect to the Galactic Center. It is thus necessary to take into account this effect in future interpretations of GRAVITY observations.

L'amortissement des vibrations de structure joue un rôle important dans de nombreuses applications industrielles. Les méthodes classiques de réduction de vibration par ajout de revêtement viscoélastique donnent généralement lieu à une augmentation de masse importante, ce qui peut être rédhibitoire dans l'industrie des transports pour des raisons écologiques ou économiques. L'effet Trou Noir Acoustique (TN) est une méthode passive permettant d'obtenir un amortissement de la structure sans augmenter sa masse: les ondes de flexion se propageant dans une extrémité de plaque profilée avec une loi de puissance sont efficacement dissipées si l'on place un film amortissant dans la zone terminale.Une étude préliminaire de nature expérimentale confirme le potentiel du TN comme stratégie d'amortissement: une analyse modale montre que le TN augmente significativement le facteur de recouvrement modal (MOF) de la poutre, et réduit donc son caractère résonant. Une analyse basée sur une approche ondulatoire montre que le coefficient de réflexion de l'extrémité TN présente de faibles valeurs. Un modèle numérique 2D d'une poutre, développé pour analyser le comportement de la terminaison, montre que l'augmentation du MOF peut-être expliquée par une augmentation de la densité modale et par un fort amortissement des modes de la structure, causé par une localisation de l'énergie dans la région profilée. La poutre TN possède des modes locaux bi-dimensionnels, et un modèle de guide de la terminaison TN incluant des imperfections, qui ne peuvent être évitées en pratique, montre que l'énergie incidente est diffusée sur de nombreux modes locaux. Les imperfections du TN améliorent ses performances. / Vibration damping of mechanical structures plays an important role in the design of many industrial systems. Classical methods for reducing vibrations using viscoelastic layers glued to the structure usually result in added mass on the treated structure, which may be prohibitive in the transportation industry for ecological and economical reasons. The "Acoustic Black Hole" (ABH) effect is a lightweight passive vibration technique: the flexural waves propagating in a beam extremity tapered with a power law profile are efficiently dissipated if an absorbing layer is placed where the thickness is minimum.A preliminary study experimentally confirms the potential of ABH as an efficient strategy for vibration damping: a modal analysis shows that the ABH significantly increases the Modal Overlap Factor (MOF) of the beam, thus reducing the resonant behaviour of the structure. An analysis based on a wave approach clearly shows that the reflection coefficient of an ABH termination has small values. Further investigations, including a two dimensional numerical model of the structure developed in order to understand its behaviour, show that the increase of MOF can be explained partly by an increase of the modal density and mostly by a high damping of a number of modes of the structure due to energy localisation in the tapered region. It is shown that the ABH beam possesses two-dimensional local modes. A waveguide model of an ABH termination with tip imperfection, which cannot be avoided in practice, shows that incident energy is scattered on local modes and that imperfections enhance the damping effect.

Cette thèse s'inscrit dans le cadre de la modélisation des ondes gravitationnelles et du mouvement relativiste associés aux systèmes binaires à grand rapport de masses (Extreme Mass Ratio Inspiral - EMRI). Ces systèmes sont formés d'un trou noir super massif autour duquel gravite un objet compact de masse stellaire. Dans le formalisme de la théorie perturbative des trous noirs, on développe une méthode numérique qui calcule les formes d'ondes produites par une particule ponctuelle en orbite autour d'un trou noir de Schwarzschild. Il s'agit de résoudre l'équation d'onde de Regge-Wheeler-Zerilli dans le domaine temporel dont la solution, invariante de jauge, peut être reliée aux modes de polarisation, à l'énergie et au moment cinétique emporté par les ondes gravitationnelles. En réaction à l'énergie et au moment perdu, la trajectoire de la particule est affectée au cours du temps. Dans le cadre du formalisme de MiSATaQuWa, on calcule la force propre agissant sur une particule, initialement au repos, est en chute libre sur un trou noir de Schwarzschild. Nous montrons comment cette quantité est définie dans la jauge de Regge-Wheeler par le biais de la régularisation mode-sum. L'effet de la force propre sur le mouvement de la particule est ensuite pris en compte de façon itérative et auto-consistante grâce à un algorithme utilisant une méthode d'orbites osculatrices que nous avons développé. Nous quantifions cet effet en calculant soit la déviation orbitale par rapport au mouvement géodésique, soit les formes d'ondes perturbées et l'énergie rayonnée associée.