La formation stellaire a toujours été un des principal domaine de l'astronomie depuis sa naissance. Des processus physiques complexes à différentes échelles (depuis des échelles subparsec jusqu'à des centaines de parsecs) impactent la formation stellaire et font de son étude un sujet compliqué mais intéressant. Le concept basique du gaz interstellaire et de la poussière qui s'effondre une fois que la gravité dépasse la pression pour former des étoiles a été développé par Sir James Jeans en 1928 et par la suite confirmé observationnellement par de nombreux observateurs (e.g. Ambartsumian 1954). Durant les derniers siècles, le progrès de la compréhension de la physique fondamentale gouvernant la formation stellaire a été fait grâce à des observations et des simulations, en particulier avec l'avènement d'observations dans l'infrarouge et le millimétrique d'une part, et des gros supercalculateurs d'autre part. Un schéma unificateur de formation stellaire à vu le jour, statuant que les nuages moléculaires se forment depuis de larges structures de gaz atomique \hi qui se condensent, se fragmentent et forment du gaz moléculaire et de forte densité de poussière. Ils évoluent et forment des structures encore plus dense grâce à d'une part un effondrement gravitationnel et peut être aussi par le biais de flots convergents. En continuant de s'effondrer, ces structures vont former les corps denses qui fourniront la matière et les conditions initiales pour former une seule étoile ou un système multiple d'étoiles. Malheureusement, le détail de nombreux de ces processus n'est pas complètement compris. Aux échelles protostellaires, les questions restantes incluent le processus de la formation protoplanetaire, les mécanismes de mise en place des flots sortants, l'évolution chimique, pour n'en nommer que quelques unes. A des échelles beaucoup plus grandes, i.e. l'échelle des nuages moléculaires, nous ne comprenons pas encore comment les amas étoiles se forment, l'impact des nuages moléculaires sur la formation d'étoiles, la connection entre poussière, gaz et formation d'étoiles, par exemple. Au cours de cette thèse, j'ai pris pour objectif plusieurs problèmes : quel est le lien entre gaz, masse de poussière et taux de formation stellaire (stellar formation rate, ou SFR en anglais). Comment ce lien change entre des environnements galactiques et extragalactiques ? Est-ce que les nuages moléculaires et les étoiles se forment au travers du mécanisme dynamique de flots convergents ? Pour investiguer ces questions, j'ai étudié le contenu du gaz moléculaire et l'activité de formation stellaire de deux nuages moléculaires à différentes échelles spatiales : W43 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 100 pc et G035.39-00.33 avec un diamètre de FWHM de $\sim$ 10 pc , en utilisant différents traceurs de gaz et de poussière. Parmi eux, j'ai utilisé le \hi pour tracer le gaz atomique, CO pour tracer le gaz moléculaire, l'infrarouge lointain et le proche infrarouge pour tracer les activités de formation stellaires, et l'émission de lignes SiO pour tracer les chocs. Pour caractériser le complexe moléculaire de W43 nous avons utilisé un grand ensemble de données du continuum et des lignes moléculaires de traçage extrait de large survey galactique tels que ATLASGAL, GLIMPSE, VGPS et GRS (voir le chapitre 2 ou Nguyen Luong et al. 2011b). Le complexe W43 est remarquablement massif ($M_{total}$ $\sim$ 7.1 $\times 10^6 M_{\odot}$ sur une échelle spatiale de $\sim $140 pc) et a une très large distribution de vitesse de $\sim 22~km.s^{-1}$. Il est à une distance de $\sim$ 6 kpc du soleil, au point de rencontre entre le bras du centaure et de la barre galactique. Nous avons aussi trouvé que W43 a la plus grande concentration de "\textit{clumps}" massifs ($M_{clumps}$ $\sim$ 8.4 $\times 10^5 M_{\odot}$, 12\%), et contient quelques uns des plus denses corps du plan galactique (W43-MM1, W43-MM2 avec $n_{H_2}\sim 8 \times 10^4$ et $4\times 10^8 ~cm^{-3}$~respectivement). L'activité particulière de W43 suggère qu'il s'y passe une petite flambée d'étoiles ($SFR\sim 0.01~M_{\odot}~yr^{-1} $il y a 1 million d'années et $0.1 M_{\odot}yr^{-1}$ dans un futur proche). W43 est entourée par une enveloppe de gaz atomique de large diamètre ($\sim$290 pc), qui peut être la rémanente du gaz $H_I$ ayant formé le nuage moléculaire en premier lieu. Ces caractéristiques sont en accord avec l'appartenance de W43 à la région parfois appelée "anneau moléculaire" qui est connue pour être particulièrement riche en terme de nuages moléculaires et d'activités de formation stellaire. Voir Nguyen Luong et al. (2011b) pour détails. De plus, nous avons effectué, à travers l'ensemble du complexe W43, un nouveau survey avec le 30m de l'IRAM, pour observer les lignes moléculaires $^{13}CO~2-1$ et $C^{18}O~2-1$, les lignes moléculaires traçant le gaz dense telles que $HCO^+$, $N_2H^+$ à travers les sous-régions denses de W43 et un survey à 3~mm de largeur de bande de 8~GHz de W43-Main (voir le chapitre 4). Les résultats initiaux révèlent que les \textit{ridges} W43-MM1 et W43-MM2 subissent un effondrement global supersonic ($2 ~km.s^{-1}$), sur une échelle de quelques parsec. Cela a été mis à jour grâce à la comparaison et la modélisation des lignes d'émission des traceurs de l'optiquement épais tels que $H^{13}CO^+2-1, 1-0$. De l'émission étendue SiO 2-1 est aussi détectée à travers W43-Main, ce qui ne coïncide avec aucune signature de formation stellaire. Avec son lancement réussi, le satellite Herschel nous offre une nouvelle fenêtre d'observation pour l'étude des parties froides des nuages moléculaires, i.e. l'endroit où les étoiles se forment. Nous avons effectué un recensement des populations prestellaires/protostellaires et dérivé le taux de formation stellaire (SFR) pour le nuage W43. Un premier regard indique que W43 formera des étoiles avec efficacité dans le futur (voir section 5.3). Dans le chapitre 3, nous avons utilisé les données Herschel, Spitzer et ATLASGAL pour montrer que le filament IRDC G035.39-00.33 est froid (13-16~K) et dense ($n_{H_2}$ jusqu'à $9 \times 10^{22} cm^{-2}$), le qualifiant alors de "ridge". Ce ridge contient un total de 28 corps denses (FWHM$\sim$0.15 pc), parmi lesquels 13 corps denses massifs (MDCs) avec des masses allant de 20 à 50 $M_{\odot}$ et des densités entre $2-20\times10^5 cm^{-3}$. Les étoiles de masses moyennes jusqu'aux étoiles massives se forment potentiellement dans ces 13 MDCs. Étant donné leur concentration dans le filament IRDC G053.39-00.33, ils participent peut être à une petite flambée de l'activité de formation stellaire avec une SFE (efficience de formation stellaire) $\sim 15\%$, SFR$\sim 300 M_{\odot}~Myr^{-1}$, et $\sum_{SFR}\sim 40 ~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$(Nguyen Luong et al., 2011a). Le lien entre gaz et formation stellaire est évident. Schmidt (1959) fût le premier à énoncer qu'ils sont connectés via une relation entre densité de gaz et SFR : $\sum_{SFR}=A\sum^N_{gaz}$. Comme mentionné dans la section 1.3, cette relation empirique varie énormément en fonction de la nature de l'environnement, de la densité de gaz et des traceurs de formation stellaire que l'on utilise. Le diagramme densité de gaz vs SFR peut être utilisé pour distinguer les galaxies où à lieu une flambée d'étoiles des galaxies où la formation stellaire est normale (e.g. Daddi et al. 2010). Nous allons plus loin en proposant qu'il eut être utilisé pour faire la distinction entre nuage moléculaire où à lieu une flambée d'étoiles et nuage moléculaire formant des étoiles de façon normal . Les relations densité de gaz - SFR pour W43 et IRDC G035.39-00.33 furent comparées avec celles dérivées pour des galaxies externes (Kennicutt, 1998) et celles dérivées des régions de hautes densités formant des étoiles (Heiderman et al. 2010), voir les sections 2.3 et 3.4.2. Il ressort que W43 et IRDC G035.39-00.33 reposent dans le quadrant "flambée d'étoiles" cela dû au fait qu'elles forment des étoiles, et spécialement des étoiles massives, avec beaucoup d'efficacité. Ces deux régions méritent d'être investies plus avant puisqu'elles pourraient représenter un modèle miniature des processus physiques jouant dans les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles. Trouver plus d'exemples de flambée d'étoiles dans la voie lactée est nécessaire pour avoir une vue plus complète. Dans le diagramme densité de gaz - SFR, le complexe moléculaire W43 dans son entier se place entre les zones des galaxies spirales normales et les galaxies où ont lieu des flambées d'étoiles, probablement due au fait que c'est une région formant des étoiles massives, et ainsi traçant la même population stellaire que les mesures extragalactiques. D'un autre coté, les SFRs de IRDC G035.39-00.33 et W43-Main sont plusieurs ordre de grandeur au dessus de celles des galaxies, avec les mêmes densités de gaz (voir Fig. 2.7). Cette divergence est probablement crée par les différentes régions prises en compte dans cette étude. Une comparaison directe entre les relations galactiques et extragalactiques devraient en conséquence être précautionneuse. Cette étude montre aussi que l'intégralité des régions formant des étoiles massives, W43 par exemple, peuvent potentiellement être utilisées pour déduire les SFRs des galaxies. De plus, les régions formant des étoiles massives jouent probablement un rôle substantiel sur la dynamique à grandes échelles des galaxies, ce qui fût proposé pour être l'origine des relations densité de gaz - SFR pour les galaxies (Kennicut, 1998). La théorie des flots convergents est une des théorie prédominante pour expliquer la formation des nuages moléculaires et des étoiles, en particulier celles de grandes masses (Heitsch \& Hartmann, 2008). W43-Main et IRDC G035.39-00.33 forment des étoiles de grandes masses de manière efficace (voir chapitre 2 et 3). Ces régions montrent aussi des émissions étendues de SiO qui s'étendent jusqu'à l'échelle du parsec, sans être corrélées avec des protoétoiles proches. Des chocs provenant de flots sortant sont donc très peu probable pour expliquer ces émissions. Néanmoins, les observations traçant les hautes densités à travers W43-Main montrent qu'elle est en effondrement à de plus grandes échelles que celles des chocs. Ce fait pourrait suggérer que les émissions de SiO viennent de chocs à faibles vitesses à l'interface de collision crées par l'effondrement global. On s'attend à ce que ces chocs soient crées à ces fronts de collision, provoquant une élévation des instabilités dynamique et thermique, menant à une rapide fragmentation du nuage moléculaire et à la formation de corps denses massifs (Heitsch et al., 2008). Les conditions physique dans les modèles de flots convergents (T$\sim$20-100~K, v$\sim$1-10 $km.s^{-1}$) sont suffisantes pour générer des chocs C, mais pas des chocs J. Avec des flots convergents, on s'attend à ce que ces chocs soient largement répandus sur quelques parsecs, vu que la collision à virtuellement lieu partout dans le complexe (des centaines de parsecs). Sur une échelle bien plus large, différents filaments $H_I$ de W43 semblent converger avec un gradient de vitesse vers ces régions de chocs. Toutes ces structures sont baignées dans une grande enveloppe de $H_I$ (diamètre de 290 pc) qui peut être une rémanente du gaz $H_I$ tombé sur W43 pour former le gaz moléculaire. La position particulière de W43, à la jonction entre le bras du centaure et de la barre galactique, implique qu'il devrait subir une forte résonance donnant au gaz un fort moment cinétique pour s'écouler et se heurter violemment. De plus, dans d'autres régions de formation stellaire massive, bien qu'un peu plus faible, des signatures similaires de flots convergents ont étés observées (DR21, Schneider et al. 2010 ; Csengeri et al. 2011). Une conclusion ferme stipulant que les étoiles massives devraient se former d'une façon très dynamique est encore prématurée, mais les études de W43 et d'autres régions, semblent favoriser ce scénario. \\ Localisé à cette position avec des masse et densité extrêmes, et une anormale dispersion de vitesse, il est intéressant d'éclaircir pour W43 le rôle des flots convergents sur la formation des nuages moléculaires et des étoiles. Nous avons construit un grand catalogue contenant à la fois des données de continuum et de lignes moléculaires à travers cette région. Une analyse initiale a visé à étudier sa structure détaillée et sa cinématique. L'étude de sa chimie vient de commencer. Concernant les grandes échelles, nous sommes capable de caractériser les flots grandes échelles de $H_I$ qui forment les nuages moléculaires de W43 en utilisant les cartes de lignes spectrales de $H_I$ provenant des données VGPS. Les diagnostics des flots convergents sont approfondis en utilisant les données CO pour tracer les nuages de basse densité (Motte et al. en prép., Carlhoff et al. en prép.). Ces deux études sont complémentaires en ce qui concerne la cinématique et la dynamique des flots grandes échelles, et peuvent être couplées avec l'étude des activités de formation stellaire en utilisant les données \textit{Herschel} et \textit{Spitzer} pour former une vue cohérente depuis le gaz atomique diffus jusqu'aux clumps les plus denses formant des étoiles. Une recherche plus poussée aux petites échelles et elle aussi nécessaire. Dans le scénario des flots convergents, il semble que les filaments/ridges jouent un rôle majeur en accrétant de la masse sur les corps denses par des processus dynamiques. En prenant avantage des interféromètres existants, tels que IRAM PdBI, SMA, CARMA, nous étudions la cinématique des filaments/ridges en relation avec les corps formant des étoiles, à des résolutions de quelques arcsecondes. Avec l'arrivée prochaine d'ALMA, une nouvelle porte s'ouvre pour permettre la compréhension de la physique et de la chimie des corps et des filaments à des résolutions allant en dessous de l'arcseconde.

Les particules d'aérosol sont une composante essentielle de l'atmosphère, et cette importance s'amplifie lors d'une éventuelle libération dans l'atmosphère de matières radioactives sous forme particulaire. En effet, pour améliorer la connaissance autour de la contamination des sols consécutive à une émission de particules, il est important d'étudier le rabattement des particules par la pluie sous le nuage. Dans ce but, des expériences sont menées à l'échelle microphysique (expérience BERGAME) pour quantifier l'efficacité des gouttes de pluie à collecter les particules. Ceci permet au final d'améliorer la modélisation du lessivage des aérosols atmosphériques par la pluie à méso-échelle. Le modèle utilisé est DESCAM qui décrit de manière détaillée les distributions granulométriques en masse et en nombre des particules pour chaque type d'aérosol et des hydrométéores et calcule leur évolution due aux processus microphysiques nuageux. L'expérience BERGAME a été dimensionnée et construite pour mesurer l'efficacité de collecte car les mesures de ce paramètre se sont avérées en désaccord avec les modèles classiques de la littérature pour les gouttes de pluie d'un diamètre supérieur au millimètre. Un montage optique a été imaginé pour tenter de comprendre quels mécanismes de collecte sont négligés dans les modèles standards. Un nouveau modèle d'efficacité de collecte pour les gouttes d'un diamètre de 2 mm est alors proposé prenant en compte pour les grosses gouttes une recirculation turbulente dans le sillage de la goutte capable d'augmenter de façon importante la capture des petites particules. Les nouvelles efficacités de collecte ainsi mesurées et paramétrées sont ajoutées au modèle de nuage DESCAM. Des modifications significatives sur la modélisation du lessivage par DESCAM sont observées, ouvrant ainsi la voie à une amélioration de la modélisation de la contamination des sols par les modèles de dispersion atmosphérique.

La composition isotopique de néodyme (C.I. de Nd) est un traceur de circulation océanique et d'échanges de matière océan/continent. Nous avons mesuré cette grandeur sur près de 200 échantillons d'eau de mer des mers Nordiques (Groenland, Islande, Norvège) et de l'Atlantique Subarctique (au nord de 50°N). L'interprétation de ces données en relation avec l'hydrologie et la géologie de la zone d'étude a permis d'améliorer notre connaissance de la circulation et du traceur CI de Nd.<br /><br />L'étude des signatures isotopiques de l'Eau Subarctique Intermédiaire (SAIW), de l'Eau Profonde de la Mer de Norvège et de l'Eau Modale Subpolaire (SPMW) nous a permis de préciser leur histoire (trajectoires, mélanges). En particulier, nous confirmons que l'origine de la SAIW se trouve dans le courant du Labrador et nous suggérons que la SPMW résulte d'un mélange à deux pôles : l'Eau Centrale Nord Atlantique et des eaux provenant du courant du Labrador.<br /><br />Les C.I. de Nd sont en accord avec les schémas admis pour la formation des couches supérieure et inférieure de l'Eau Profonde Nord Atlantique (NADW). En revanche, elles suggèrent une composition de l'Eau Profonde Nord Est Atlantique significativement différente de celle de la couche centrale de la NADW. Ce point nécessitera des études complémentaires.<br /><br />Nous confirmons robustement la conservativité de la CI de Nd à l'abri d'influence terrigène. Nous mettons en évidence l'influence de sédiments d'origine cristalline sur la C.I. de Nd des masses d'eau et confirmons celle de sédiments d'origine basaltique. Nous suggérons que la CI de Nd perd partiellement la mémoire de l'histoire des masses d'eau lors d'interactions sédiment/océan, dans des zones de forte énergie hydraulique.<br /><br />Enfin nous suggérons que des variations de taux d'érosion dans le passé modifieraient la signature de la NADW, au même titre que des variations de circulation, si ce n'est d'avantage.

L'estimation quantitative des précipitations à l'échelle locale est une nécessité sociétale, à cause de l'augmentation des dégâts provoqués par des inondations exacerbées par l'urbanisation croissante. Or, des estimations locales sont particulièrement difficiles à réaliser à cause de la forte variabilité des précipitations. De plus, ce genre d'estimation est sollicité par de petits organismes tels qu'une commune, pour lesquels il n'est pas envisageable d'utiliser des instruments à la pointe de la recherche technologique à cause de leur coût prohibitif. Ainsi, il est nécessaire de développer des méthodes d'estimation quantitative des précipitations applicables à un dispositif expérimental de prix abordable. Dans ce but, un dispositif expérimental innovant est utilisé dans cette thèse. Il est constitué d'instruments de mesure directe, au sol, tels que des pluviomètres et des disdromètres, et d'un prototype de radar à balayage horizontal basé sur un radar nautique commercial, associé à un MRR (Micro Rain Radar) à visée verticale qui fournissent une estimation en altitude de la pluie, respectivement sur une surface donnée et le long d'un profil vertical. Le radar à balayage horizontal est un radar en bande X, c'est-à-dire qu'il fonctionne à une longueur d'onde lui procurant une très haute résolution radiale, mais qui est très atténuée par les précipitations. Le MRR permet d'obtenir une description précise de la microphysique des précipitations et sert de relais entre les mesures au sol et les mesures en altitude du radar en bande X. Ces deux radars étant novateurs, une grande partie de cette thèse consiste à valider leurs mesures : étalonnage, filtrage d'échos aberrants, correction de l'atténuation, etc. Une fois les mesures rendues exploitables, cette thèse se focalise sur l'étude de la variabilité des précipitations afin de proposer et développer différentes méthodes de classification, selon leur type ou leur variations locales, et de vérifier leur potentiel pour l'amélioration de l'estimation des précipitations. Les résultats montrent que cet objectif ne peut être atteint que si la qualité des mesures des radars est encore améliorée : moins d'échos parasites pour le radar en bande X et prise en compte du vent vertical pour le MRR.

La réalisation d'observatoires biogéochimiques autonomes pour l'étude de la colonne d'eau dans l'océan ouvert et des écosystèmes chimiosynthétiques profonds est une étape primordiale dans l'acquisition de données océaniques pour une meilleure compréhension des écosystèmes. Nous nous intéressons ici à l'acide silicique et aux ions sulfure, composés clés de la chaîne alimentaire marine. Nous proposons une méthode de mesure voltammétrique des ions sulfure sur électrode d'argent ainsi qu'une mesure originale sans calibration basée sur la différence de solubilité entre le chlorure d'argent et le sulfure d'argent. Une méthode d'analyse de l'acide silicique autonome en réactifs est développée grâce aux molybdates et aux protons libérés lors de l'oxydation du molybdène. Ces développements analytiques ont permis de participer à la validation d'un potentiostat immergeable autonome, premier pas vers un capteur pour la mesure de ces paramètres in situ. En parallèle une analyse des masses d'eau du Passage de Drake est réalisée grâce aux données hydrographiques collectées pendant la campagne Drake ANT XXIII/3 en 2006

Ce travail de thèse apporte des éléments méthodologiques pour l'interprétation rapide de données électromagnétiques transitoires (TEM) aéroportées. Dans un premier temps, nous nous sommes intéressés au problème de l'inversion 1D qui est, à ce jour, un traitement standard. Nous nous sommes ensuite focalisés sur le problème de l'inversion 2D rapide. En nous basant sur les résultats de modélisations numériques, nous proposons un modèle empirique de sensibilité pour effectuer une inversion 2D rapide. Les tests effectués sur des données synthétiques et réelles s'avèrent très prometteurs. Ensuite, nous étudions analytiquement l'effet de la topographie. Pour un demi-espace homogène incliné, nous montrons que la direction des courants induits dans le sous-sol dépend de l'angle de l'interface air/sol. Nous proposons alors une méthode pour prendre en compte cet effet. Enfin, nous testons nos méthodes de traitement sur des données VTEM acquises dans le bassin de Franceville au Gabon.

Cette recherche vise, dans un premier temps, à améliorer la connaissance du fonctionnement de l'aquifère du Rhin Supérieur entre Bâle et Lauterbourg, sur une période de temps présent (janvier 1986 à décembre 2002), puis, dans un deuxième temps, à évaluer l'impact du changement climatique sur l'aquifère. Pour obtenir ces résultats, nous avons utilisé le modèle hydrogéologique HPP-INV (Chardigny, 1997) pour le calage de différents paramètres par méthode inverse, pour évaluer le fonctionnement de l'aquifère du Rhin Supérieur en temps présent. Ce modèle, associé à un modèle hydrologique que nous avons développé pour l'occasion, nous a permis de calculer les évolutions piézométriques et de débits dans les rivières pour les 2 horizons futurs par rapport la période de temps présent. Nous avons d'abord caractérisé l'aquifère et défini son fonctionnement. Au niveau de la hauteur piézométrique et du débit dans les rivières de plaine, nous avons identifié le mois de février comme le mois des hautes eaux et le mois de septembre comme celui des basses eaux. A l'inverse, le Rhin suit un régime nivo-glaciaire, soit une période d'étiage en hiver et une période de pointe durant l'été. Nous avons également mis en évidence l'importance des échanges nappe-rivières dans le fonctionnement de l'aquifère, qui représentent 59 % du débit entrant et 87 % du débit sortant par rapport à la nappe phréatique. L'impact du changement climatique sur l'aquifère est ensuite étudié selon 3 scénarios d'émission de gaz à effet de serre développés par le GIEC (Groupement d'experts Intergouvernementaux sur l'Evolution du Climat) : un scénario optimiste, un scénario pessimiste et un scénario intermédiaire. Ces 3 scénarios d'émissions de gaz à effet de serre ont permis la création de 9 scénarios météorologiques, utilisés pour les prévisions sur 2 horizons futurs par rapport au temps présent (août 1961 à juillet 2000) : un futur proche (août 2046 à juillet 2065) et un futur lointain (août 2081 à juillet 2098). Nous avons déterminé que pour la période de futur proche, l'évolution piézométrique calculée dépend du scénario météorologique. En effet, certains scénarios prévoient un abaissement non significatif du niveau de la nappe, alors que d'autres prévoient une élévation. Enfin, un dernier prévoit une élévation du niveau de la nappe dans sa moitié Sud et un abaissement dans sa moitié Nord. Pour la période de futur lointain, certaines prévisions présentent un abaissement du niveau de la nappe, plus important pour le scénario climatique le plus pessimiste. Les autres scénarios présentent une élévation globale du niveau de la nappe, très variable selon le scénario météorologique.Concernant le débit dans les rivières, tous les scénarios prévoient la même tendance pour les 2 horizons futurs. Le Rhin présente une diminution du débit estival, soit son débit de pointe, et une augmentation de son débit hivernal, soit son débit d'étiage ; ce phénomène, plus important pour la période de futur lointain que pour la période de futur proche, montre une modification du régime du Rhin vers un régime pluvio-nival. Pour les autres rivières, nous avons observé une diminution du débit d'étiage et une augmentation du débit de pointe, plus importantes pour la période de futur lointain (entre -46% et -8% pour le débit d'étiage, et entre +32% et +94% pour le débit de pointe) que pour la période de futur proche (entre -42% et -6% pour le débit d'étiage, entre +0% et +102% pour le débit de pointe).

À la frontière entre les continents et les océans, les marges continentales sont le siège de la grande majorité des apports de matière - dissoutes et solides, organiques et inorganiques - d'origine continentale vers l'océan. Elles sont aussi directement en contact avec les masses d'eau océaniques qui échangent de la matière et des éléments avec ces marges. L'érosion et le transport par les rivières étant une des sources essentielles des éléments chimiques à l'océan, la remise en suspension de matériel sédimenté et les forts mélanges d'eau favorisent les transferts de matière du continent vers l'océan. Le projet Amandes a pour objectif l'étude de ces échanges entre continents et océans, en étudiant le cas particulier du transport d'éléments en provenance des montagnes andines vers l'océan Atlantique par le système amazonien. Trois disciplines complémentaires - géochimie continentale et marine, océanographie physique et modélisation hydrodynamique (incluant l'assimilation de données) - sont associées pour atteindre ces objectifs. Parmi les modèles de la zone existants, aucun ne répond aux besoins du projet Amandes. Cette thèse a consisté à établir un nouveau modèle, qui permettra d'explorer en profondeur le problème du transport, c'est-à-dire le déplacement de toute la colonne d'eau et ce qu'elle contient, par exemple des sédiments. Cependant, établir un nouveau modèle hydrodynamique dans le but d'étudier le transport de matériaux par le fleuve Amazone dans l'océan Atlantique était un sujet trop ambitieux pour une seule thèse. En conséquence, nous nous sommes attachés à établir les bases d'un modèle qui sera étendu par la suite. Pour répondre à ses besoins de modélisation, le projet Amandes a opté pour le modèle à grilles non-structurées T-UGOm. L'avantage des grilles non-structurées est leur grande souplesse, qui leur permet de s'adapter finement aux spécificités géographiques de la zone modélisée. Dans le cas de l'estuaire de l'Amazone, où la géographie peut être complexe, cette particularité est un avantage critique. Pour appliquer T-UGOm au cas de l'Amazone, il a fallu préciser certains schémas numériques. Également, l'estuaire étant une zone de fortes marées, avec des fonds de faibles profondeurs sur de grandes étendues et soumise à de forts courants, le frottement de fond a une influence primordiale. Nous avons donc apporté un effort important pour affiner la prise en compte de ce frottement par le modèle. D'autre part, tant la faiblesse des fonds marin que la complexité de la géographie induisent également une forte influence du trait de côtes et de la bathymétrie. En conséquence, une part importante des efforts a été dédiée à établir un trait de côtes et une bathymétrie de la zone aussi précis que possible. La marée étant le phénomène hydrodynamique de plus forte amplitude dans la zone, nous nous sommes focalisés sur sa modélisation. Les développements évoqués précédemment ont permis, lorsque l'on compare notre meilleure solution de marée avec les données in situ et satellites, d'améliorer sensiblement la modélisation de la marée. En comparant notre meilleure solution avec celles déjà publiées, celle-ci est plus proche des données collectées. Ceci ouvre la voie à une modélisation hydrodynamique plus complète, en particulier du transport.

A travers deux champs d'étude, nous nous intéressons au couplage mécanique entre le magma et l'encaissant, utilisant des méthodes numériques. Tout d'abord, nous étudions l'influence de perturbations de contraintes sur les réservoirs magmatiques, avec comme exemple deux volcans sous-glaciaires (Islande). Au volcan Grímsvötn, notre modèle montre que les vidanges, du lac sous-glaciaire (jökulhlaup) présent dans la caldera, peuvent déclencher une éruption comme ce fut le cas en 2004, en favorisant la rupture du réservoir magmatique. L'effet est cependant faible, ce qui implique que le système magmatique doit déjà être proche des conditions de rupture avant que le jökulhlaup se produise. Au volcan Katla, notre modèle indique que les conditions de rupture sont favorisées en été durant la fonte du glacier Mýrdalsjökull. Les changements de contrainte de Coulomb montrent aussi une plus forte probabilité de séismes durant la même période, résultats en accord avec la sismicité enregistrée sous le Mýrdalsjökull. Il existe une modulation à la fois de l'activité volcanique et sismique au Katla, en relation avec la variation saisonnière de la charge glaciaire. Dans un second temps, nous travaillons sur les écoulements de magma dans les conduits andésitiques. Améliorer nos connaissances sur la dynamique du magma durant son ascension est nécessaire, car les processus dans le conduit volcanique semblent gouverner l'évolution de l'activité éruptive de ces volcans. Des précédents modèles ont montré que la viscosité du magma augmente dans la partie supérieure du conduit lors de l'écoulement, ce qui cause la formation d'un plug visqueux. Mais la relation entre la mise en place du plug et les signaux précurseurs, telles que la déformation ou la sismicité, n'est pas totalement établie. A partir de nos modèles de plug, nous trouvons que les déplacements de surface sont contrôlés par la géométrie du conduit et du plug ainsi que le contraste de viscosité entre le plug et la colonne de magma. Nous montrons que l'évolution de la taille du plug est une hypothèse possible pour expliquer les rapides transitions inflation/subsidence observées à la surface des volcans andésitiques.

Dans l'atmosphère, la matière organique est omniprésente et joue un rôle important par son action sur le bilan radiatif de la Terre et par son impact sur la santé publique notamment dans les zones fortement polluées. A ce jour plus de 10000 Composés Organiques Volatils différents ont été identifiés dans l'atmosphère. Leurs propriétés physico-chimiques (solubilité, volatilité, réactivité, ...) sont variées et mal documentées. Leur distribution est perturbée par la présence de nuage qui représente un milieu réactif. L'objectif de cette thèse est d'évaluer la contribution des processus physico-chimiques sur la redistribution des COV à partir d'études numériques via le modèle de processus M2C2 (Model of Multiphase Cloud Chemistry). Les résultats sur les processus microphysiques en phase mixte ont montré que la rétention des composés chimiques dans les cristaux de glace qui grossissent principalement par givrage des gouttelettes de nuage, est un processus important dans la redistribution des espèces en phase gazeuse, comme la forme des cristaux (complexe ou sphérique). Par ailleurs, une intensité du givrage plus élevée entraîne un dégazage des composés chimiques dissous dans l'eau liquide nuageuse plus important et réparti sur une gamme de températures plus faibles dans le cas des cristaux complexes. La chimie en phase aqueuse du modèle M2C2 a été confrontée et calibrée avec des mesures effectuées lors d'expériences d'irradiations d'échantillons d'eau synthétique (i.e. de composition chimique connue). Ce travail a mis en évidence la complexité du système HxOy/fer et les incertitudes associées, notamment en présence de matière organique. Ces premières études ont montré la nécessité, dans le cas considéré, de prendre en compte la photolyse du complexe fer/oxalate à un seul ligand Fe(C2O4)+ et d'étudier expérimentalement la formation de complexes fer - acide formique en détail. Cette thèse aborde le développement de la chimie en phase aqueuse dans M2C2 en ajoutant les voies d'oxydation des composés organiques à deux atomes de carbone à partir de données expérimentales et d'analogie mécanistiques. Ce nouveau mécanisme a été testé sur un ensemble de scénarios académiques (urbain, rural et marin). Les résultats montrent, dans le cas d'un scénario urbain, que les COV influent sur l'évolution temporelle du radical hydroxyle en phase aqueuse à travers une modification importante de ses sources et de ses puits ; notamment par la présence de nouveaux complexes organiques avec le fer. Les alcools, transférés en phase aqueuse ne contribuent que très faiblement, par oxydation, aux aldéhydes dissous. Les aldéhydes sont issus principalement de la phase gazeuse. Enfin, les acides carboxyliques en phase aqueuse sont produits par oxydation des aldéhydes à un taux du même ordre de grandeur que celui de leur transfert de masse.