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Dissertations / Theses on the topic 'Compagnons de faible masse'
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Montagnier, Guillaume. "Recherche de compagnons de faible masse par Optique Adaptative." Phd thesis, Université Joseph Fourier (Grenoble), 2008. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00714874.
Full textAbstract:
Au cours de cette dernière décennie, le domaine de la recherche et l'étude de compagnons froids autour des étoiles du voisinage solaire s'est beaucoup accéléré. L'étude des compagnons stellaires de faible masse et des compagnons naines brunes apportent d'importantes contraintes sur la compréhension de la formation stellaire. L'étude des systèmes planétaires, quant à elle, permet de comprendre la formation de notre propre système solaire. Jusqu'à présent, la technique des vitesses radiales a permis de découvrir la plupart des nouveaux systèmes. Il s'agit d'une méthode indirecte qui ne permet pas l'analyse des photons du compagnon froid. La prochaine étape consiste à analyser directement les photons de compagnons. Pour ce faire, de nombreux projets d'instruments imageurs à haut contraste ont vu le jour récemment. Cette thèse s'inscrit dans la préparation scientifique et le développement de l'un de ces projets: l'instrument SPHERE qui sera installé au Very Large Telescope au Chili en 2012. Dans une première partie, je présente les questions astrophysiques qui motivent la recherche de compagnons d'étoiles ainsi que les deux techniques observationnelles que j'ai utilisé au cours de ma thèse: l'imagerie à haut contraste et la technique des vitesses radiales. Un état des lieux de la recherche des compagnons planétaires, naines brunes et stellaires est également fait. Dans la deuxième partie, je développe les techniques observationnelles ainsi que l'analyse de donnés utilisées. La troisième partie présente une étude sur le désert des naines brunes autour d'étoiles de type solaires sélectionnées dans un échantillon d'étoiles à dérives en vitesses radiales. La quatrième partie développe un travail observationnel qui consiste à essayer de détecter les compagnons planétaires ou naines brunes autour de naines rouges. La dernière partie est consacrée à la présentation de l'instrument SPHERE et à ma contribution personnelle à l'étude de cet instrument.
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Montagnier, Guillaume. "Recherche de compagnons de faible masse par optique adaptative." Phd thesis, Grenoble 1, 2008. http://www.theses.fr/2008GRE10289.
Full textAbstract:
Au cours de cette dernière décennie, le domaine de la recherche et l'étude de compagnons froids autour des étoiles du voisinage solaire s'est beaucoup accéléré. L'étude des compagnons stellaires de faible masse et des compagnons naines brunes apportent d'importantes contraintes sur la compréhension de la formation stellaire. L'étude des systèmes planétaires, quant à elle, permet de comprendre la for-mation de notre propre système solaire. Jusqu'à présent, la technique des vitesses radiales a permis de découvrir la plupart des nouveaux systèmes. Il s'agit d'une méthode indirecte qui ne permet pas l'analyse des photons du compagnon froid. La prochaine étape consiste à analyser directement les photons de compagnons. Pour ce faire, de nombreux projets d'instruments imageurs à haut contraste ont vu le jour récemment. Cette thèse s'inscrit dans la préparation scientifique et le développement de l'un de ces projets: l'instrument SPHERE qui sera installé au Very Large Telescope au Chili en 2012. Dans une première partie, je présente les questions astrophysiques qui motivent la recherche de compagnons d'étoiles ainsi que les deux techniques observationnelles que j'ai utilisé au cours de ma thèse: l'imagerie à haut contraste et la technique des vitesses radiales. Un état des lieux de la recherche des compagnons planétaires, naines brunes et stellaires est également fait. Dans la deuxième partie, je développe les techniques observationnelles ainsi que l'analyse de donnés utilisées. La troisième partie présente une étude sur le désert des naines brunes autour d'étoiles de type solaires sélectionnées dans un échantillon d'étoiles à dérives en vitesses radiales. La quatrième partie développe un travail observationnel qui consiste à essayer de détecter les compagnons planétaires ou naines brunes autour de naines rouges. La dernière partie est consacrée à la présentation de l'instru-ment SPHERE et à ma contribution personnelle à l'étude de cet instrument<br>Ln the last decade, the field of the search and study of cold companions around solar neighborhood stars has greatly improved. The study of low mass stellar compani?ns and brown dwarf companions brings important constraints in the unclerstanding of stellar formation. The study of planetary sys¬tems allows us to understand the formation of our own solar system. Up to now, most systems were cliscovered with the radial velocities technique. This technique is an indirect method that prevents from analysing the photons of a cold companion. The next step consists in detecting and analysing the photons of such companions. Many projects of high contrast imaging instruments have been re¬cently cleveloped in orcier to fulfil this task. This thesis was inspired by the scientific preparation and the development of such a project : the SPHERE instrument that will be installed at the Very Large Telescope in Chile in 2012. Ln the first part, 1 introduce the astrophysical questions that motivate the search for star companions and de scribe the two observation techniques that 1 used during my PhD : high contrast imaging and radial velocities techniques. A state of art about the status of the search for low mass stellar compa¬nions, brown clwarf companions and planetary companions is also done. Ln the second part, 1 clescribe the observation, data reduction and analysis techniques 1 used. The third part presents a study on the brown dwarf desert around around solar type stars that were selected from a sample of stars with radial velocity drift. Ln the fourth part, 1 clevelop an observation work that consists in detecting the planetary or brown dwarf companions around red dwarfs. The last part is devoted to the description of the SPHERE instrument and to my own contribution into this instrumental project
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Bonnefoy, Mickaël. "Recherche et caractérisation des propriétés physiques et chimiques des compagnons de faible masse, naines brunes et planètes géantes, à l'aide d'observations à haut contraste et à haute résolution angulaire." Grenoble, 2010. http://www.theses.fr/2010GRENY035.
Full textAbstract:
Mon travail de thèse se place dans le contexte dynamique de la détection directe des compagnons de faible masse (naines brunes, planètes extrasolaires) dans le but de caractériser leurs propriétés physiques et chimiques et de comprendre leurs mécanismes de formation et d'évolution. Cette recherche requiert l'emploi de techniques d'observations à haut contraste et à haute résolution angulaire pour résoudre l'environnement proche des étoiles et ne pas être limité par leur flux. Dans ce cadre, j'ai eu la chance de participer à des campagnes d'observations pour tenter de détecter de nouvelles sources. J'ai élaboré un ensemble d'outils de traitement et d'analyse des données pour extraire les spectres et les flux des objets dans des bandes photométriques. Enfin, j'ai utilisé ces informations pour étudier les propriétés physiques (rayon, masse, âge) et atmosphériques (composition, température effective, gravité de surface) de ces objets. La première partie de ce manuscrit se focalise sur la détection par imagerie des compagnons de faible masse jeunes (< 100 millions d'années). Je décris un ensemble d'outils de réduction et d'analyse, spécifiques à la technique d'imagerie angulaire différentielle, que j'ai mis en place. Ces outils ont été utilisés sur des données provenant de l'instrument NaCo situé au Very Large Telescope (Chili). Ils ont permis de redétecter la planète extrasolaire β Pictoris b. Ce compagnon est le plus proche de son étoile de toutes les exoplanètes détectées directement. Cette découverte fournit la preuve directe que des planètes géantes se forment en moins de 12 millions d'années à l'intérieur de disques. Je présente enfin l'analyse complémentaire que j'ai menée pour initier la caractérisation de cet objet particulier. Le second volet de mon travail, présenté dans la deuxième partie du manuscrit, est axé sur la détermination des propriétés spectroscopiques dans le proche infrarouge (1. 1-2. 5 µm) des objets de faible masse jeunes. Ce travail a débuté par l'optimisation et le développement d'outils de traitement et d'analyse des données du spectrographe intégral de champ SINFONI assisté par optique adaptative. Les efforts déployés ont permis d'analyser le spectre du compagnon naine brune/exoplanète AB Pic b. Ce travail s'est poursuivi par la construction d'une bibliothèque de spectres d'objets jeunes. Cette bibliothèque fournie un ensemble de spectres de référence pour l'étude des compagnons détectés. Elle apporte des contraintes inédites sur les dernières générations de modèles d'atmosphère froids. Enfin, j'ai tiré parti de l'expérience acquise sur les instruments NaCo et SINFONI pour caractériser le système binaire TWA 22AB qui pourrait calibrer les modèles d'évolution des objets de faible masse<br>My work takes place in the dynamic context of the direct detection of low mass companions (brown dwarfs, extrasolar planets). I intent to characterize their physical and chemical properties, and to understand the mechanisms that lead to their formation and drive their evolution. This requires using high contrast and high angular resolution techniques in order to resolve the close environment of the stars without being limited by their flux. I had the opportunity to participate to observational campaigns so as to detect new sources. I developed a set of data analysis tools designed to extract the spectra and the flux of the objects into photometric bands. Finally, I used this information to study the physical (radius, mass, age) and the atmospheric (composition, effective temperature, surface gravity) properties of these objects. The first part of this manuscript focus on the detection of young (age < 100 Myrs) low mass companions using imaging. I describe a set of reduction and analysis tools dedicated to the angular differential imaging technique. These tools have been used on data coming from the NaCo instrument located on the Very Large Telescope (Chile). They allowed re-detecting the extrasolar planet β Pictoris b. This companion is closer to its star than any of the extrasolar planets detected directly so far. This discovery brings the definite proof that giant planets can form in less than 12 million years within disks. I finally present a complementary analysis I conducted to initiate the characterization of this valuable object. The determination of the spectroscopic properties of young and low mass objects in the near infrared (1. 1-2. 5 µm) constitutes the second aspect of my work (and is reported in the last part of the manuscript). I started developing analysis and processing tools dedicated to data gathered on the adaptive optics assisted integral field spectrograph SINFONI. These efforts were used to analyze the spectrum of the planet/brown dwarf companion AB Pic b. This work was pursued to built a spectral library of young objects. This library brings a collection of reference spectra, necessary for the study of other young companions. It also brings new constraints on the latest generation of atmospheric models of cool objects. To conclude, I used the instrument NaCo and SINFONI to characterize the binary system TWA 22AB that could calibrate evolutionary models of low mass objects
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Mera, Dominique. "Etoiles de faible masse, naines brunes et masse manquante dans la galaxie." Lyon 1, 1996. http://www.theses.fr/1996LYO19001.
Full textAbstract:
A partir des modeles theoriques developpes au sein du groupe, j'ai determine les fonctions de masse des etoiles de faible masse du halo et du disque de notre galaxie. J'ai montre que ces fonctions de masse sont croissantes de 0. 6 a approximativement 0. 1 masse solaire, limite des naines brunes, d'ou un nombre probablement substantiel de ces objets dans la galaxie. Cette analyse des comptages d'etoiles a ete combinee, pour la premiere fois a l'analyse des observations de micro-lentilles gravitationnelles en direction du lmc et du bulbe. J'ai ainsi contraint la partie sub-stellaire de ces fonctions de masse. Le disque contient probablement une quantite importante de naines brunes, contrairement au bulbe et au halo. Enfin, j'ai derive un modele de notre galaxie prenant en compte les contraintes dynamiques de la courbe de rotation a l'aide d'une methode originale de calcul. J'ai demontre qu'une courbe de rotation constante peut tres bien etre expliquee par une densite de masse exponentielle, l'echelle de longueur etant proportionnelle a la taille du disque. Les derniers resultats de la collaboration macho sont analyses conjointement avec l'ensemble des contraintes disponibles. Les evenements observes ne peuvent etre expliques ni par des naines brunes, ni par des etoiles de faible masse. Le cas des naines blanches ne peut pas etre exclu
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Parise, Bérengère. "La deutération dans les protoétoiles de faible masse." Phd thesis, Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2004. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00009303.
Full textAbstract:
Malgré la faible abondance du deutérium dans l'Univers (D/H ~ 1.5 10e-5), des molécules deutérées sont détectées en grande abondance dans les régions de formation d'étoiles, avec un fractionnement (rapport de l'abondance de la molécule deutérée à celle de son isotope principal) supérieur de plusieurs ordres de grandeur à l'abondance cosmique du deutérium. Ces molécules deutérées représentent des sondes précieuses pour déterminer les conditions physiques régnant lors de la formation d'une étoile. L'incorporation préférentielle d'atomes de deutérium dans les molécules est une conséquence de la différence d'énergie de point zéro entre une espËce deutérée et son isotope principal. Les températures indiquées par les fractionnements observés en phase gazeuse étant bien plus faibles que la température actuelle du gaz, il est généralement admis que ces molécules ont été formées lors d'une phase antérieure froide et dense (phase de coeur préstellaire), par des réactions en phase gazeuse ou à la surface des grains, puis stockées dans les manteaux de glace des grains. Elles sont libérées en phase gazeuse quand la protoétoile nouvellement formée chauffe son enveloppe et évapore les glaces. Nous étudions dans cette thèse les processus physico-chimiques menant à un tel degré de deutération dans les environnements des protoétoiles de faible masse, progéniteurs d'étoiles telles que notre soleil. Nous présentons dans un premier temps des observations de molécules deutérées (en particulier eau, formaldéhyde et méthanol) dans les enveloppes de gaz et de poussière entourant les jeunes protoétoiles. Des observations dans le domaine millimétrique ont permis de mettre en évidence un fort degré de deutération du méthanol dans le gaz constituant l'enveloppe. En particulier, l'isotope triplement deutéré a été détecté avec un fractionnement CD3OH/CH3OH de 1%. Les fractionnements observés sont compatibles avec un scénario de formation du formaldéhyde et du méthanol à la surface des grains de poussière. L'analyse de l'émission de l'eau dans ces memes environnements conduit paradoxalement à un fractionnement environ dix fois plus faible, en accord avec la limite supérieure sur le fractionnement de l'eau dans les glaces constituant les manteaux des grains de poussière, déterminée par des observations dans le proche infrarouge. Nous présentons enfin un modèle de chimie à la surface des grains se proposant de comprendre pourquoi le deutérium est préférentiellement incorporé dans les molécules de formaldéhyde et de méthanol plutot que dans l'eau.
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Parise, Bérangère. "La deutération dans les protoétoiles de faible masse." Toulouse 3, 2004. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00009303.
Full textAbstract:
Malgré la faible abondance du deutérium dans l'Univers (D/H ~ 1. 5x10-5), des molécules deutérées sont détectées en grande abondance dans les régions de formation d'étoiles, avec un fractionnement supérieur de plusieurs ordres de grandeur à l'abondance cosmique du deutérium. Nous étudions dans cette thèse les processus physico-chimiques menant à un tel degré de deutération dans les environnements des protoétoiles de faible masse, progéniteurs d'étoiles telles que notre soleil. Nous présentons dans un premier temps des observations de molécules deutérées (eau, formaldéhyde et méthanol) dans les enveloppes de gaz et de poussière entourant les jeunes protoétoiles. Des observations dans le domaine millimétrique ont permis de mettre en évidence un fort degré de deutération du méthanol dans le gaz constituant l'enveloppe. En particulier, l'isotope triplement deutéré a été détecté avec un fractionnement CD3OH/CH3OH de 1%. Les fractionnements observés sont compatibles avec un scénario de formation du formaldéhyde et du méthanol à la surface des grains de poussière. L'analyse de l'émission de l'eau dans ces mêmes environnements conduit paradoxalement à un fractionnement environ dix fois plus faible, en accord avec la limite supérieure sur le fractionnement de l'eau dans les glaces constituant les manteaux des grains de poussière, déterminée par des observations dans le proche infrarouge. Nous présentons enfin un modèle de chimie à la surface des grains se proposant de comprendre pourquoi le deutérium est préférentiellement incorporé dans les molécules de formaldéhyde et de méthanol plutôt que dans l'eau<br>Despite the low deuterium abundance in the Universe (D/H ~ 1. 5x10-5), high abundances of deuterated molecules are detected in star forming regions, with a fractionation higher than the cosmic abundance of deuterium by several orders of magnitude. We study in this thesis the physical and chemical processes leading to the high molecular deuteration observed in low-mass protostellar environments. We present observations of deuterated molecules (namely methanol, formaldehyde and water) both in the gas and in the icy mantles of dust grains in the envelope surrounding such objects. Millimeter observations unveiled a high deuteration of methanol in the gas of the envelope. In particular, triply-deuterated methanol was detected with a fractionation CD3OH/CH3OH ~ 1% in IRAS16293-2422. The observed fractionations are consistent with the scenario of formation of methanol on dust grain surfaces. Deuterated methanol and formaldehyde were then searched for and detected on a sample of low-mass Class 0 protostars, suggesting that this high deuteration is common in this class of objects. Analysis of the gas-phase water emission in the IRAS16293-2422 envelope leads paradoxically to a fractionation one order of magnitude lower, in agreement with the upper limit on water deuteration in ices, derived by near-infrared observations towards slightly more evolved objects. The last chapter of the thesis presents a grain chemistry model that studies in details water fractionation
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Delfosse, Xavier. "Naines brunes et étoiles de très faible masse." Phd thesis, Université Joseph Fourier (Grenoble), 1997. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00686419.
Full textAbstract:
Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles (voir impossibles) à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales (et en particulier des détecteurs infrarouges) permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse (nombre d'objets par intervalle de masse): l'influence de cette population sur la dynamique Galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. Ces objets permettent d'autre part des tests sévères de notre compréhension de la physique des objets dégénérés, et des atmosphères denses et froides dominées par les opacités moléculaires. Dans cette thèse, j'ai d'abord déterminé la fonction de luminosité (nombre d'objets par intervalle de luminosité) jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé DENIS (a Deep Near Infrared Southern sky survey qui est parfaitement adapté à la détection de ces objets, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux la première naine brune confirmée du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite necessaire, 1- de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et 2- de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Ces deux étapes de la détermination de la fonction de masse passent par une étude de binarité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a donc été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire (à moins de 9 pc) reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets, depuis longtemps connue, est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux type spectraux les plus tardifs est ainsi demontrée jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.
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Delfosse, Xavier. "Naines brunes et étoiles de très faible masse." Phd thesis, Université Joseph Fourier (Grenoble ; 1971-2015), 1997. http://www.theses.fr/1997GRE10189.
Full textAbstract:
Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse : l'influence de cette population sur la dynamique galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. J'ai d'abord détermine la fonction de luminosité jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé infrarouge DENIS qui est parfaitement adapté à ce travail, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux l'une des deux premières naines brunes confirmées du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite nécessaire de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux types spectraux les plus tardifs est ainsi démontré jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.
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Ségransan, Damien. "Les étoiles de très faible masse du voisinage solaire : multiplicité et relation masse-luminosité." Université Joseph Fourier (Grenoble), 2001. http://www.theses.fr/2001GRE10082.
Full textAbstract:
Les etoiles de tres faible masse (vlms) constituent la population stellaire dominante de la galaxie et pourtant leurs proprietes fondamentales (fonction de luminosite, taux de multiplicite, masse et luminosite) sont encore mal connues. Toutefois, les progres technologiques realises sur les detecteurs infrarouges (sensibilite et taille), en haute resolution angulaire (interferometrie des tavelures, optique adaptative) ainsi qu'en spectroscopie a haute resolution permettent maintenant d'entreprendre des etudes systematiques de ces objets froids. La recherche de compagnons autour des vlms situees a moins de 9. 25pc dans l'hemisphere nord a ete poursuivie par optique adaptative et par mesure de vitesse radiale precise. Cette strategie est optimisee pour la detection des compagnons de tres faible masse jusqu'au domaine sub-stellaire des naines brunes pour des separations de 0. 05 ua a 330 ua. A partir des resultats de ce suivi, j'ai determine un taux de binarite de 28,6% 4. 7 pour les naines m ce qui laisse presager une dependance du taux de binarite en fonction de la masse de l'etoile primaire. Pour des separations de 0. 9 ua a 4. 0 ua a 9. 25pc, le suivi de naines m multiples par mesure de vitesse radiale et par imagerie a permis de determiner les masses de 16 naines m avec une precision superieure a quelques pourcent et de nettement ameliorer la relation masse-luminosite de la tres basse sequence principale. Enfin, j'expose en detail les observations possibles liees aux objets de tres faible masse qui pourront etre conduites dans un futur proche sur le vlti : d'une part la mesure directe des rayons de naines m les plus proches et d'autre part la determination des parametres orbitaux des binaires les plus serrees. Je m'interesse, finalement a la detection des planetes extra-solaires geantes irradiees par la mesure de la cloture de phase.
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Maret, Sébastien. "Structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse." Phd thesis, Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2003. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00003798.
Full textAbstract:
Les étoiles telles que notre soleil se forment par l'effondrement gravitationnel de fragments de nuages moléculaires. Pendant les premiers instants de sa formation (ce qu'on appelle la Classe 0), l'étoile est profondément enfouie dans une enveloppe de gaz et de poussières et est seulement visible aux longueurs d'onde infrarouge et millimétrique. Au fur et à mesure de son évolution, l'étoile disperse progressivement cette enveloppe. Un disque résiduel reste autour de l'étoile nouvellement née, qui pourra lui-même donner naissance à un système planétaire. Dans cette thèse, j'étudie la structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse. Cette étude est basée sur des observations du satellite ISO des raies de l'eau, ainsi que des observations avec les télescopes JCMT et IRAM du formaldéhyde. Dans un premier temps, j'étudie l'émission des raies de l'eau proto-étoile NGC1333-IRAS4 observés par ISO-LWS. A l'aide d'un modèle détaillé de l'émission de la proto-étoile, je détermine la structure en densité et température de l'enveloppe, ce qui permet de contraindre la masse centrale et le taux d'accrétion. Je détermine également l'abondance de l'eau dans l'enveloppe, et montre que cette abondance est dix fois plus importante dans la partie interne de l'enveloppe que dans la partie externe. Dans cette région, le manteau des grains s'évapore en injectant de grandes quantité d'eau en phase gazeuse. Dans un second temps, je développe un modèle d'émission d'une autre molécule abondante dans le manteau des grains, le formaldéhyde, et je montre que des transitions de cette molécule peuvent également être utilisées pour déterminer les conditions physico-chimiques dans l'enveloppe. Enfin, je présente un relevé de l'émission du formaldéhyde de dix proto-étoiles de classe 0, obtenu avec l'IRAM et le JCMT. En comparant les prédictions de ce modèle et les observations, je montre que dans toutes les proto-étoiles observées, à l'exception d'une seule, le formaldéhyde est également évaporé du manteau des grains, et est entre deux et trois ordres de grandeur plus abondant que dans la partie externe de l'enveloppe. Ceci montre que toutes les proto-étoiles de faible masse observées possèdent un coeur chaud, où la chimie est probablement très influencée, sinon dominée par l'évaporation du manteau des grains.
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Forestini, Manuel. "Etoiles de masse faible et intermédiaire: évolution et nucléosynthèse." Doctoral thesis, Universite Libre de Bruxelles, 1991. http://hdl.handle.net/2013/ULB-DIPOT:oai:dipot.ulb.ac.be:2013/212995.
Full text
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Phan, Bao Ngoc. "Étoiles de très faible masse dans le voisinage solaire." Paris 6, 2002. http://www.theses.fr/2002PA066459.
Full text
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MALKI, MOHAMMED. "Recherche d'etoiles de faible masse dans les nuages moleculaires." Toulouse 3, 1991. http://www.theses.fr/1991TOU30113.
Full textAbstract:
L'objectif de ce travail est de presenter une approche de modelisation d'un nuage moleculaire, pour evaluer le nombre d'etoiles formees en utilisant la fonction initiale de masse observee au voisinage solaire. La methode proposee consiste a considerer un site de formation d'etoiles bien delimite et a estimer theoriquement le nombre d'etoiles formees et la fonction de luminosite. L'interet majeur de l'etude concerne les etoiles de faible masse; les sites adoptes sont donc des nuages moleculaires proches de masse intermediaire. En effet, seuls les nuages tres massifs sont susceptibles de former des etoiles de grande masse. Or, ces nuages geants sont a une distance heliocentrique importante, ce qui rend l'observation des etoiles de faible masse formees en leur sein, tres difficile. Des observations d'un nuage moleculaire ou des indices de formation d'etoiles ont ete detectes, sont presentes et discutes dans ce memoire
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Amard, Louis. "Évolution de la rotation des étoiles jeunes de faible masse." Thesis, Montpellier, 2016. http://www.theses.fr/2016MONTT258/document.
Full textAbstract:
Le moment cinétique d’une étoile, comme sa masse ou sa composition chimique, est l’une de ses propriétés fondamentales, l’un de celles qui varient à cours du temps et influent sur la structure de l’étoile. Celui-ci peut être global, on l’observe alors à travers la vitesse de rotation de surface d’une étoile, ou local, auquel cas il nous faut sonder l’intérieur stellaire et étudier les processus de redistribution au sein des régions internes du moment cinétique. Au cours de cette thèse dans le cadre du projet ToUpiES, nous nous sommes intéressés en particulier à l’évolution du moment cinétique des étoiles de faible masse au cours de leur jeunesse, qui est une période critique de leur vie en ce qui concerne l’impact et l’évolution du moment cinétique. Nous avons d’abord inclus au sein du code d’évolution STAREVOL les prescriptions les plus à jour pour l’extraction du moment cinétique par les vents magnétisés. L’étude systématique des combinaisons de ce freinage avec différentes prescriptions existantes pour le traitement de la turbulence horizontale et verticale dans la zone radiative des étoiles, nous a permis de sélectionner un jeu de prescriptions capable de reproduire, les périodes de rotation dans les amas ouverts pour une étoile de type solaire. Nous comparons ensuite l’application de ces processus de transport et d’extraction du moment cinétique à un modèle de 1, 2 masse solaire, aux autres processus jugés potentiellement efficaces pour transport le moment cinétique à ce jour (ondes internes de gravités, instabilité MHD de Tayler-Spruit, modes de gravités). Cela nous a permis de présenter dans chacun des cas les spécificités du profil de rotation prédit par ces différents modes de transport. Puis, nous avons mis en place un modèle rotationnel fonctionnel adapté à l’ensemble des étoiles de faible masse, permettant entre autre de reproduire les périodes de rotation observées dans les amas jeunes pour les étoiles de faible masse (avec une masse comprise entre 0, 2 et 1, 1 M⊙). Ceci a donné lieu à une grille de modèle d’évolution unique à ce jour. Enfin, cette grille a été utilisée dans le cadre de travaux dans différents domaines, tels que l’impact de l’évolution stellaire sur l’habitabilité d’un système, la caractérisation d’étoiles-hôte ou encore l’étude de l’évolution de la topologie magnétique au cours des phases jeunes<br>The angular momentum content of a star, as its mass or its chemical composition is one of the fundamental properties of a star, one of those that evolves with time and modify the stellar structure. The angular momentum can be studied as a global property, we can then observe it through the surface rotation velocity, or a local property that vary inside the star, we therefore have to probe the stellar radiation zone and study the secular angular momentum redistribution processes that happen in this region. During this PhD, in the frame of the ToUpiES project, we have been especially interested in the evolution of the young low-mass stars angular momentum, since this phase of evolution is critical regarding the evolution of extraction and redistribution angular momentum processes. First, we included in the STAREVOL evolution code the most up-to-date prescription for the wind-driven angular momentum extraction. We led a systematic study of the various combination of this braking with the different existing prescriptions for the treatment of horizontal and vertical turbulent motions in stellar radiative zones. This allows us to select a set of prescription able to reproduce the observed rotation periods in young open clusters for a broad mass-range. Next, we analysed how these prescriptions for extraction and transport of angular momentum behave when applied to a 1.2M⊙ model. We compared the result to what is obtained with other processes estimated as potentially very efficient to redistribute angular momentum (internal gravity waves, MHD Tayler-Spruit instability, gravity modes). This allows us to derive in each case, the specificity of the rotation profiles predicted by the different transport processes. Then, we set up a functional rotational model adapted to almost the entire range low-mass stars, allowing to reproduce the observed low-mass stars rotation periods in young open clusters (with 0, 2M⊙ ≤M≤ 1, 1M⊙). This models can also predict the rotational evolution at different metallicities. Eventually, these models have been used in the frame of various works in different domains such as the characterisation of planet host-stars, the evolution of the magnetic topology during the young stellar phases or even the impact of stellar evolution on the habitability of a planetary system
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Haïne, Véronique. "Accessibilité de l'amidon granulaire aux solutés de faible masse moléculaire." Grenoble 2 : ANRT, 1986. http://catalogue.bnf.fr/ark:/12148/cb37598137m.
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Brugger, Bastien. "Structure interne et minéralogie des exoplanètes terrestres de faible masse." Thesis, Aix-Marseille, 2018. http://www.theses.fr/2018AIXM0324/document.
Full textAbstract:
La modélisation d'intérieurs exoplanétaires fait le lien entre deux domaines : la détection et caractérisation d'exoplanètes, en plein essor avec le lancement de nouvelles missions telles que PLATO ou CHEOPS, et la géophysique, permettant l'étude des corps du système solaire à travers missions spatiales et expériences en laboratoire. Nous avons développé un modèle de structure interne dédié aux planètes telluriques décrites par un noyau métallique, un manteau rocheux, et une enveloppe d'eau, permettant ainsi de considérer un grand nombre de compositions planétaires. En appliquant ce modèle à des exoplanètes validées nous confirmons que, au-delà d'une meilleure précision sur les paramètres fondamentaux de ces corps (masse et rayon), la composition de l'étoile hôte est utile pour contraindre celle de la planète, et ainsi progresser vers une caractérisation complète de cette dernière. L'amélioration du modèle se concentre sur plusieurs aspects, tout d'abord par la sélection de la meilleure équation d'état permettant d'extrapoler les données terrestres au domaine des super-Terres. Une modélisation détaillée des matériaux planétaires est implémentée, permettant de reproduire la chimie complexe du manteau, et de prendre en compte la présence d'éléments légers dans le noyau. Ces améliorations permettent au modèle d'avoir la précision nécessaire pour dériver des contraintes sur l'intérieur de planètes du système solaire, qui peuvent ensuite être reportées sur les familles d'exoplanètes correspondantes. L'objectif de ce travail est ainsi d'améliorer notre compréhension de l'importante diversité des mondes extrasolaires, au niveau de leur dynamique, formation, et composition<br>Modeling exoplanetary interiors draws a link between two domains: the detection and characterization of exoplanets, in the context of upcoming missions like PLATO or CHEOPS, and geophysics, with the study of solar system bodies from space missions and laboratory experiments. We have developed a model of internal structure for terrestrial exoplanets describing a metallic core, a silicate mantle, and a water envelope – to span a large range of planetary compositions. Applying this model to confirmed cases strengthens the fact that, beyond the precision on an exoplanet's fundamental parameters (mass and radius), the host star's elemental composition is useful to constrain that of the planet, and thus to progress towards its full characterization. Improving the model goes through several aspects, first by selecting the most appropriate equation of state for extrapolating the Earth's data to the domain of super-Earths. A detailed modeling of the materials is implemented, through the use of a Gibbs free-energy minimization code to describe the mantle's complex chemistry, but also with the incorporation of light elements in the metallic core. This gives the model the precision needed to infer constraints on the interior of solar system bodies, which can then be projected to exoplanet families. The purpose of this work is to better apprehend the vast diversity of exoworlds in terms of dynamics, formation, and composition
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Lachaume, Régis. "Structure des disques d'accrétion autour des étoiles jeunes de faible masse." Phd thesis, Université Joseph Fourier (Grenoble), 2003. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00006474.
Full textAbstract:
Il est actuellement admis que la formation des étoiles de faible masse à partir d'un nuage de gaz passe par une étape où l'objet central est entouré d'un disque de matière dans lequel les planètes peuvent ensuite se former. L'étude d'un tel disque a deux objectifs principaux : comprendre la séquence évolutive de formation stellaire et la formation des planètes. Le transfert radiatif dans cet objet revêt une importance primordiale : en raison du frottement visqueux ou de l'éclairement par l'étoile notamment, le disque est chauffé. Les processus de production et de propagation de l'énergie thermique dans ce disque en conditionnent ainsi les propriétés physico-chimiques, ce qui a de multiples conséquences sur sa structure.<br> Je présente une étude de ces disques fondée sur une description analytique poussée du transfert radiatif, afin de retarder l'étape de mise en oeuvre numérique. Cette méthode possède l'avantage de permettre une meilleure compréhension des processus et des conditions physiques dans ces objets. Afin de contraindre les paramètres du modèle, j'ai choisi d'établir un diagnostic observationnel novateur sur la base de la distribution spectrale d'énergie, technique bien connue, et des visibilités obtenues en interférométrie optique à longue base, récentes et prometteuses car elles permettent d'obtenir des informations spatiales à l'échelle de l'unité astronomique pour les étoiles jeunes les plus proches.<br> Je commence par une généralisation des approches analytiques du transfert dans les atmosphères stellaires, en reliant la température en tout point à la profondeur optique, avec deux différences notables : le chauffage visqueux a lieu sur l'ensemble du disque et la surface est éclairée par l'étoile. Ce formalisme est ensuite employé dans une simulation numérique de disque chauffé par la viscosité seule. Ensuite, j'élabore une version simplifiée du transfert dans un disque à deux couches : une surface chauffée par la couche interne et par l'étoile, et un intérieur chauffé par la viscosité et par la couche externe. Cette version permet d'obtenir des formules analytiques simplifiées décrivant les conditions physiques dans un disque présentant les deux sources de chauffage énoncées.<br> Enfin, je m'attèle à l'interprétation des observations. Après une étude prospective concernant les possibilités ouvertes par l'interférométrie pour les objets marginalement résolus, je présente des ajustements du modèle à deux couches aux étoiles jeunes de faible masse déjà observées en interférométrie.
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Gallet, Florian. "Modélisation de l'évolution du moment cinétique des étoiles de faible masse." Thesis, Grenoble, 2014. http://www.theses.fr/2014GRENY055/document.
Full textAbstract:
En 1972, Skumanich découvre une relation empirique unique entre la période de rotation de surface des étoiles G et leur âge sur la séquence principale. Cette découverte ouvrit alors une nouvelle voie pour la datation stellaire : la gyrochronologie. Dès lors, bon nombre d'auteurs, entre la fin des années 80 et 90, se sont intéressés à l'évolution de la vitesse de rotation de surface des étoiles de faible masse ($M_*$ = 0.4 $M_{odot}$- 1.1 $M_{odot}$). Les premiers modèles phénoménologies sur le sujet été nés.L'évolution de la vitesse de rotation de ces étoiles commence à être raisonnablement bien reproduite par la classe de modèle paramétrique que je présente dans cette thèse. Par manque de descriptions théoriques satisfaisantes, seuls les effets globaux des mécanismes physiques impliqués sont ici décris. Le principal enjeu est d'étudier le cadre et la façon dont le moment cinétique stellaire est impacté par ces processus tout en contraignant leurs principales caractéristiques.Au cours de ma thèse, j'ai modélisé les trajets rotationnels des enveloppes externes et médianes des distributions de période de rotation de 18 amas stellaire entre 1 Myr et 1 Gyr. Ceci m'a permis d'analyser la dépendance temporelle des mécanismes physiques impliqués dans l'évolution du moment cinétique des étoiles de type solaire. Les résultats que j'ai obtenus montrent que l'évolution de la rotation différentielle interne impact fortement la convergence rotationnelle (relation empirique de Skumanich), l'évolution de l'abondance de surface en lithium, et les intensités du champ magnétique généré par effet dynamo. En plus de reproduire ces enveloppes externes, le modèle que j'ai développé fournit des contraintes sur les mécanismes de redistribution interne du moment cinétique et sur les durées de vie des disques circumstellaires, supposés responsables de la régulation rotationnelle observée durant les quelques premiers millions d'années de la pré-séquence principale. L'extension du modèle aux étoiles moins massives (0.5 et 0.8 $M_{odot}$) que j'ai réalisé, a également fournis la dépendance en masse de ces différents processus physiques.Cette étape à notamment ajoutée de fortes contraintes sur les temps caractéristiques associés au transport de moment cinétique entre le coeur et l'enveloppe, sur l'efficacité du freinage magnétique vraisemblablement reliée à un changement de topologie des étoiles de type solaire vers celles de 0.5 $M_{odot}$, et sur l'histoire rotationnelle, interne comme de surface, des étoiles entre 1 Myr à 1 Gyr<br>In 1972, Skumanich discovers a unique empirical relationship between the rotation period of the surface of G star and their age on the main sequence. This discovery then opened a new path for stellar dating: the gyrochronology. Therefore, many authors in the late 80's and the begenning 90's, were interested in the evolution of the surface angular velocity of low-mass stars ($M_*$ = 0.4 $M_{odot}$- 1.1 $M_{odot}$). The first phenomenological models on the subject were born.The angular velocity evolution of these stars begins to be reasonably well reproduced by the class of parametrical model that I present in this thesis. Because of the lack of adequate theoretical descriptions, only the overall effects of the physical mechanisms involved are described here. The main issue is to study the framework and how the stellar angular momentum is affected by these processes and to constrain their main characteristics.Over the course of my thesis, I modelled the rotational tracks of external and median envelopes and median of rotation period distributions of 18 stellar clusters between 1 Myr and 1 Gyr. This allowed me to analyse the time dependence of the physical mechanisms involved in the angular momentum evolution of solar-type stars. The results I obtained show that the evolution of the internal differential rotation significantly impact the rotational convergence (empirical Skumanich's relationship), the evolution of the surface lithium abundance, and the intensity of the magnetic field generated by dynamo effect. In addition to the reproduction of these external envelopes, the model I developed provides constraints on the mechanisms of internal redistribution of angular momentum and the lifetimes of circumstellar disks, that are held responsible for the rotational regulation observed during the first few million years of pre-main sequence. The extension of the model to less massive stars (0.5 et 0.8 $M_{odot}$) that I performed also provided the mass dependence of these physical processes. Most specifically, this step added strong constraints on the characteristic time associated to the transport of angular momentum between the core and the envelope, on the efficiency of magnetic braking likely related to a change of topology from solar-type stars to those of 0.5 $M_{odot}$, and on the internal and external rotational history of stars from 1 Myr to 1 Gyr
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DUMOUSSEAUX, CHRISTOPHE. "Comportement en solution aqueuse de polyelectrolytes hydrophobes de faible masse moleculaire." Paris 6, 2000. http://www.theses.fr/2000PA066149.
Full textAbstract:
Nous avons etudie la structuration et les proprietes dynamiques de polyelectrolytes hydrophobes de faible masse moleculaire en solution aqueuse, a l'aide de mesures de viscosite, de conductivite et de differentes techniques de diffusion de rayonnement statique et dynamique. Nous avons montre que ce type de polymere peut s'agreger en solution aqueuse en fonction de deux parametres principaux : le taux de charge sur la chaine et le nombre de groupements hydrophobes. La presence de sel, le changement de contre-ion ou la concentration en polymere modifient les caracteristiques des agregats formes. La structuration a courte distance resulte donc d'une competition entre les interactions attractives entre groupements hydrophobes et les interactions repulsives coulombiennes. La dynamique de ces polyelectrolytes est dominee dans le cas des solutions diluees etudiees par les contre-ions situes autour du polymere. Une partie plus ou moins importante des contre-ions peut en effet se situer pres de la chaine en fonction de l'etat de charge sur le polymere. Ces contre-ions modifient alors la viscosite des solutions par effet electrovisqueux. Des composantes electrostatiques attractives sont a l'origine de fluctuations dynamiques des chaines sur des grandes distances. Ces fluctuations lentes sont elles aussi influencees par la distribution des contre-ions autour des chaines.
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Martinez, Johany. "Les galaxies de faible masse vues par MUSE et l'amplification gravitationnelle." Thesis, Lyon, 2019. http://www.theses.fr/2019LYSE1069/document.
Full textAbstract:
La formation et l'évolution des galaxies reste à ce jour un des mystères de l'Univers observable. Dans le but d'améliorer notre connaissance dans ce domaine, la recherche a utilisé les différentes campagnes d'observation pour caractériser les relations d'échelle des propriétés physiques dans le but de mieux contraindre et comprendre les populations de galaxies aux différentes étapes de leur vie au cours de l'histoire de l'Univers. Depuis les dernières décennies, les études tentent d'étendre ces relations d'échelles dans l'espace des paramètres. C'est dans ce mouvement là que s'inscrit ce projet de thèse. La photométrie des galaxies à haut redshift contient la signature des propriétés physiques comme la masse stellaire, le taux de formation stellaire et l'extinction. Dans cette étude, j’ai réalisé une analyse SED des galaxies amplifiées à z>3 en utilisant les images profondes de Hubble, Bande-K et IRAC des Fontier Fields. Nous avons réalisé la décontamination de ces images en ajustant automatiquement les galaxies avec GALFIT, en utilisant un script Python développé qui prend en compte les niveaux de contamination relatif de toutes les galaxies du champ. Nous avons ensuite ajusté les SEDs décontaminées en utilisant des synthèses de populations stellaires.J’ai appliqué cette méthode pour obtenir les SFR, les SM et les tailles d'un échantillon de 63 galaxies à z>3 détectées dans les champs de A2744 et MACS0416, spectroscopiquement confirmées par MUSE. L'amplification très forte de ces amas nous a permis de collecter un échantillon robuste de galaxies de faibles masses/faibles luminosité, permettant de contraindre les relations d'échelles dans des zones encore in-explorées<br>Galaxy formation and evolution is one of the most challenging mysteries in the observable Universe. In order to improve our knowledge in this field, the research make use of different observation programs to characterize scaling relations of physical properties, to better constrain and understand galaxy population at different stages of their lives throughout the history of the Universe. Since the past decades, studies are trying to extend those scaling relations in the parameter space. It is in this movement that this thesis project fits. The Spectral Energy Distribution(SED) of high redshift galaxies contains the signature of physical properties such as stellar mass, SFR and extinction. In this work, we perform a SED analysis of magnified galaxies at z>3 using deep Hubble, VLT and Spitzer/IRAC images of the Frontier Fields galaxy clusters. Due to the size of the Kband PSF and specially IRAC PSF and the high density of bright cluster members, it is crucial to deblend Kband and IRAC images to get a reliable SED. We do this by automatically fitting the contaminating galaxies with GALFIT, using a custom Python script which accounts for the relative levels of contamination from each cluster member. We model the decontaminated SED using stellar population models. We apply this method to derive SFR, masses and sizes of a sample of 63 galaxies at z>3 detected in the A2744 and MACS0416 fields, spectroscopically confirmed with MUSE. The very strong amplification of these clusters allow us to collect a robust sample of low-mass galaxies (108 M?), probing the low-luminosity part of scaling relations between stellar mass & size and stellar mass & stellar formation rate
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Prugniel, Philippe. "Galaxies en interaction et evolution dynamique des galaxies elliptiques de faible masse." Toulouse 3, 1989. http://www.theses.fr/1989TOU30044.
Full textAbstract:
Discussion de l'evolution des galaxies a partir d'observations et d'experiences numeriques. Un systeme de traitement d'image qui integre de nouvelles methodes d'analyse de donnees est developpe. Le role des rencontres gravitationnelles entre galaxies est envisage comme moteur de l'evolution morphologique et dynamique des galaxies elliptiques
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Allain, Stéphanie. "L'évolution du moment cinétique des étoiles pré-séquence principale de faible masse." Grenoble 1, 1997. http://www.theses.fr/1997GRE10167.
Full textAbstract:
Cette thèse présente l'étude de la rotation des étoiles de faible masse (entre 0,5 et 1,2 m#+) pendant leurs phases pré-séquence principale, depuis les T Tauri âgées de quelques millions d'années, et séquence principale, à quelques milliards d'années. Deux approches complémentaires ont été utilisées : les observations apportent de nouvelles mesures de rotation de ces objets et la modélisation permet de comprendre les processus physiques mis en jeu. Les observations ont porté essentiellement sur les amas jeunes, IC4665, Alpha Persée et les Pléiades. Dans ces amas, les étoiles de type solaire sont à un âge charnière entre la phase pré-séquence principale et la séquence principale. Alors qu'un grand pourcentage d’étoiles tournent à des vitesses inferieures à 10 km. S#-#1, leurs vitesses de rotation exactes n'étaient pas connues à cause des limites de résolution instrumentales. Grace aux instruments CORAVEL et ELODIE de l'OHP, toutes les vitesses de rotation sont maintenant résolues dans Persée et les Pléiades pour les étoiles de masse comprise entre 0,6 et 1,1 m#+. Les distributions de vitesse équatoriales en fonction de la masse ont été construites dans les deux amas et sont comparées aux modèles. Un modèle d'évolution du moment cinétique a été développé, qui permet de prendre en compte l'évolution pré-séquence principale : les changements de structure interne, l'effet d'un disque d'accrétion, la perte de moment cinétique à la surface et le transfert de moment cinétique entre le cœur et l'enveloppe. Les nouvelles données apportent des contraintes fortes quant au transport de moment cinétique dans les intérieurs stellaires. Dans les étoiles en rotation rapide, un transfert très efficace du moment cinétique permet à l’étoile de garder une rotation quasi-solide pendant toute son évolution, de la phase T Tauri jusqu'à l’âge du soleil, en accord avec les observations de l'intérieur solaire. Par contre, l'existence même d'un grand nombre de rotateurs lents nécessite un découplage entre le cœur et l'enveloppe, avec un temps caractéristique de couplage de 100 millions d'années. L'évolution de la vitesse de ces rotateurs très lents au début de la séquence principale, pendant laquelle leur vitesse varie très peu, est également en accord avec un temps de couplage très long.
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Boutelier, Martin. "Etude des Oscillations Quasi Périodiques dans les systèmes binaires X de faible masse." Phd thesis, Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2009. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00444379.
Full textAbstract:
Cette thèse est consacrée à l'étude des propriétés des oscillations quasi périodiques au kilo Hertz (kHz QPO) dans les systèmes binaires X de faible masse. Pour détecter les kHz QPO, mesurer leurs paramètres et suivre leur évolution dans le temps, j'ai développé des méthodes d'analyse qui s'appliquent aux données acquises par le satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). J'ai validé ces méthodes sur des données simulées. L'analyse des données de sept sources observées pendant 15 ans avec l'instrument Proportional Counter Array a mis en évidence la chute de cohérence des oscillations au-delà de 700-850 Hz pour tous les systèmes étudiés. Ce résultat obtenu par les précédentes études sur les sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 et 4U 1820-303 est confirmé en utilisant un ensemble de données plus important. Cette chute de cohérence est observée pour la première fois pour les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Dans l'hypothèse où celle-ci est la signature de la dernière orbite stable prédite par la relativité générale, la masse de l'étoile à neutrons est évaluée à 1.9-2.1 M. Cette masse, quoique élevée, est compatible avec certaines équations d'état de la matière super condensée. J'ai étudié la séparation en fréquence entre les kHz QPO jumeaux dans les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Pour le système Aquila X-1, cette séparation en fréquence est mesurée pour la première fois à 280 Hz, proche de la moitié de la fréquence de rotation de l'étoile à neutrons (\mu_spin/2). Pour 4U 0614+09, la séparation est constante à 320 Hz et très différente de la fréquence à 414 Hz de l'oscillation détectée dans un sursaut X observé avec le BAT de SWIFT et assimilée à \mu_spin. Cette séparation est comparable à celle mesurée à partir d'un ensemble de données moins important. Dans le système 4U 0614+09, la séparation en fréquence ne serait pas liée à la fréquence de rotation de l'objet compact. J'ai étudié la distribution des rapports de fréquences des kHz QPO dans les systèmes Sco X-1, 4U 1636-536 et 4U 0614+09. Ces distributions sont piquées autour de 1.5. Je montre pour la première fois que cette distribution piquée est la conséquence directe de la dépendance en fréquence de la significativité statistique des kHz QPO. Du fait de la sensibilité limitée de l'instrument PCA et bien que toujours présents, les kHz QPO jumeaux sont détectés simultanément sur une bande en fréquence étroite, correspondant à des rapports de fréquence autour de 1.5. Ces distributions ne sont donc pas liées à l'existence de fréquences préférées dans le système; une prédiction forte du modèle de résonance.
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Cabrit, Sylvie. "Ejection de matière dans les objets protostellaires et les étoiles jeunes de faible masse." Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 1989. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00725199.
Full textAbstract:
Une étude de 2 diagnostics de perte de masse dans les objets stellaires est faite et un programme qui calcule la formation des raies rotationnelles de CO en géometrie axiale est developpé. Les contraintes posées par les résultats sur la structure à grande échelle des jets sont discutées. Les raies interdites dans les étoiles jeunes de faible masse sont ensuite etudiées. Plusieurs modèles capables d'expliquer les profils observés sont discutés
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Yvart, Walter. "Signatures moléculaires dans les vents de disque MHD des proto-étoiles de faible masse." Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 2013. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00880647.
Full textAbstract:
Le phénomène de jet apparaît couplé à l'accrétion, son rôle et son impact dans le contexte de la formation stellaire et planétaire restent des questions majeures. Nous explorons la possibilité que les jets moléculaires soient issus de vents de disque magnétocentrifuges contenant des grains, et possibilité qu'ils puissent expliquer les composantes larges observées dans les raies H2O avec Herschel/HIFI, ainsi que les observations à haute résolution au VLT. Notre modèle inclut : 1) Une solution MHD auto-similaire de vent de disque. 2) Une chimie ionisée hors équilibre le long des lignes d'écoulement. 3) Un chauffage dominé par la diffusion ambipolaire et une irradiation du gaz par les rayonnements X et UV de l'étoile. 4) Un auto-écrantage de H2 et de CO calculé globalement. 5) Les niveaux ro-vibrationnels et le transfert radiatif associé de H2, CO et H2O calculés hors équilibre. 6) Le pompage infrarouge des niveaux de CO et H2O par les poussières. 7) La projection de la probabilité d'échappement des photons non-isotrope sur la ligne de visée. Pour la première fois, un modèle dynamique de vent de disque permet de faire des prédictions synthétiques dans les raies moléculaires qui sont directement comparables aux observations de proto-étoiles. Nous proposons un outil puissant ouvert aux observations avec ALMA et le VTL.
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Lenne-Bessol, Catherine. "Induction par la chaleur d'une protéine mitochondriale de faible masse moléculaire chez le pois." Université Joseph Fourier (Grenoble), 1994. http://www.theses.fr/1994GRE10140.
Full textAbstract:
Le but de cette these est d'etudier la reponse moleculaire de la mitochondrie de feuille de pois aux fortes temperatures. Apres une synthese bibliographique traitant des proteines dont la synthese et l'accumulation sont induites par la temperature, nous avons mis en evidence dans le premier chapitre des resultats une proteine nouvellement induite par un traitement des plantes entieres de 3 heures a 40c, au sein des mitochondries foliaires. De masse moleculaire 22 kda, c'est une proteine soluble representant 1 a 2% des proteines matricielles totales, et qui apparait des 30 minutes de stress. Dans le deuxieme chapitre, nous avons purifie partiellement l'hsp22 (heat shock protein de 22 kda) par chromatographie sur colonne et avons developpe des anticorps polyclonaux. A l'aide de cet outil, nous avons demontre l'existence de l'hsp22 dans les mitochondries de tissus non chlorophylliens. De plus, elle appartient a une structure de masse moleculaire elevee, 230 kda. Dans le troisieme chapitre, nous avons clone par pcr (polymerase chain reaction) puis sequence le fragment d'adn correspondant a l'hsp22 matricielle. La sequence primaire en acides amines deduite a alors permis la recherche d'homologies entre l'hsp22 et les autres hsps connues. L'hsp22 appartient a une famille de petites hsps reunies par leurs regions consensus communes et nous suggerons, au sein de cette famille l'existence d'une nouvelle classe d'hsps localisee dans les mitochondries, en plus des quatre classes deja repertoriees (deux cytosoliques, une chloroplastique, une endoplasmique). L'obtention de la sequence nucleotidique a alors conduit, dans le quatrieme chapitre, a etudier l'expression de l'hsp22, en suivant l'accumulation et la disparition du messager de 900 bases et de l'hsp22 elle-meme
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Cabrit, Sylvie. "Ejection de matiere dans les objets protostellaires et les etoiles jeunes de faible masse." Paris 6, 1989. http://www.theses.fr/1989PA066082.
Full textAbstract:
Une etude de 2 diagnostics de perte de masse dans les objets stellaires et on developpe un programme qui calcule la formation des raies rotationnelles de co en geometrie axiale. Les contraintes posees par les resultats sur la structure a grande echelle des jets sont discutees. Les raies interdites dans les etoiles jeunes de faible masse sont ensuite etudiees. Plusieurs modeles capables d'expliquer les profils observes sont discutes
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Chaghi, Radhouane. "ETUDE DE LA SOLUBILISATION DES PRODUITS ORGANIQUES A FAIBLE MASSE MOLECULAIRE DANS UN SYSTEME MICELLAIRE." Phd thesis, Université Montpellier II - Sciences et Techniques du Languedoc, 2007. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00196348.
Full textAbstract:
Le but de ce travail est la compréhension du mécanisme de la solubilisation micellaire de molécules organiques modèle de faible masse moléculaire et d'une solubilité limitée dans l'eau. Les interactions entre ces molécules organiques<br />(Phénol, butanol, heptanol et acide heptanoïque) et les micelles du tensioactif cationique le bromure d'hexadécyltriméthylammonium (CTAB) au voisinage de la concentration micellaire critique et à de faibles concentrations en solutés ont été caractérisées avec différentes techniques expérimentales : La RMN du 1H, la microcalorimétrie de titration, la conductivité spécifique et la spectroscopie UV. La localisation et l'orientation des solutés modèle dans la micelle ont été déterminées.<br />La solubilisation de ces molécules dans un système micellaire varie selon la composition du mélange. En effet, les interactions tensioactif-soluté, qui sont très faibles et difficiles à détecter, nécessitent pour être étudiées des techniques expérimentales sensibles et précises (RMN 1H et microcalorimétrie de titration).<br />L'exploitation des résultats obtenus a fourni des indications sur la localisation et l'orientation du Phénol à l'intérieur de la micelle. Ces résultats confirment que le Phénol, pour de faibles molalités, se solubilise principalement dans la couronne micellaire et la couche de palissade. A cause de l'aspect compétitif entre le Phénol, le NaBr et les alcools résulte que à faibles molalités en solutés, le Phénol est contraint à quitter la micelle. Le butanol et l'acide favorisent la solubilisation du Phénol dans le coeur de la micelle.
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Bardeau, Sebastien. "Distribution de masse d'un echantillon d'amas de galaxies determinee par effet de lentille gravitationnelle faible." Phd thesis, Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2004. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00008027.
Full textAbstract:
L'une des prédictions fortes de la Relativité Générale d'Einstein repose sur la capacité de toute masse à courber l'espace-temps et par là-même à infléchir la course des rayons lumineux. Une conséquence directe est alors l'effet de lentille gravitationnelle: les images de sources situées en arrière-plan d'un objet massif sur la ligne de visée sont déformées, amplifiées voire démultipliées. Les amas de galaxies, structures les plus massives de l'Univers, produisent l'effet le plus intense. Leur histoire, leur processus de formation, et leur état dynamique actuel constituent des éléments clés pour comprendre la formation et l'évolution de l'Univers lui-même. La présente thèse se propose de comprendre et de contraindre la distribution de masse d'un échantillon d'amas de galaxies telle que l'on peut la mesurer grâce à l'effet de lentille gravitationnelle faible, par le biais d'une étude statistique des objets faiblement déformés permettant de mesurer l'intensité de la distorsion.
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Wakelam, Valentine. "Etude de la chimie du soufre dans les régions de formation stellaire de faible masse." Phd thesis, Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2004. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00007369.
Full textAbstract:
Les étoiles de type solaire naissent de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire. Celui-ci s'accompagne de la formation d'un coeur chaud au sein d'une protoétoile, et de régions de choc provoquées par l'éjection de matière. Dans ces environnements chauds que sont le coeur et les régions choquées, le soufre, piégé à la surface des grains de poussières, s'évapore dans le gaz, sous une forme encore inconnue. Au cours de cette thèse, j'ai étudié l'évolution chimique des différentes composantes d'une protoétoile, en m'intéressant en particulier aux molécules soufrées et à leur possible utilisation pour dater les régions chaudes. Dans un premier temps, j'ai analysé des observations millimétriques de deux régions de formation stellaire de faible masse afin de déduire et contraindre le comportement de ces molécules par rapport aux conditions physiques du gaz. A l'aide d'un modèle de transfert radiatif couplé à un modèle dynamique d'effondrement, j'ai réalisé une étude détaillée de l'émission de SO et SO2 dans les enveloppes protostellaires dans le but d'identifier des transitions permettant de déterminer les profils d'abondance de ces deux molécules dans les protoétoiles. J'ai également développé un modèle chimique qui m'a permis d'étudier en détail l'évolution des composés soufrés et ainsi de déterminer les possibilités et les limites de l'utilisation du soufre comme horloge chimique. J'ai démontré que les rapports d'abondance des molécules soufrées dépendaient plus des conditions physiques du gaz et de la forme initiale du soufre évaporé que du temps. Cependant, une étude au cas par cas sur des sources dont la structure physique est connue permettrait de contraindre à la fois l'âge des sources et la forme initiale de soufre. Des comparaisons entre observations et modèle m'ont permis d'émettre l'hypothèse que le soufre est évaporé des grains sous la forme atomique ou sous une forme rapidement détruite pour donner S.
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Guérou, Adrien. "Formation et évolution des galaxies de faible masse, de l'univers local aux décalages spectraux intermédiaires." Thesis, Toulouse 3, 2016. http://www.theses.fr/2016TOU30256.
Full textAbstract:
Les galaxies de faible masse constituent la population de galaxies la plus nombreuse à tous les âges de l'Univers, et sont légitimement considérées dans un contexte cosmologique comme les "éléments fondamentaux" de la croissance des galaxies. Dans l'Univers local, les galaxies de faible masse se trouvent principalement dans des amas de galaxies où elles se forment à partir de processus complexes de formation in-situ et d'événements d' accrétion. Cependant, les détails de la formation des galaxies de faible masse et de leurs processus d'évolution, ainsi que leurs rôles exacts dans la formation des galaxies plus massives sont encore très peu contraints. Ceci est dû en particulier aux difficultés technologiques associées à leur observation. Après une introduction sur les connaissances actuelles des galaxies de faible masse, je présente l'étude d'un échantillon de huit galaxies compactes dans l'amas de la Vierge. À l'aide de leur cinématique et de propriétés telles que l'âge et la métallicité de leur population stellaire estimées avec les données du spectrographe intégral de champ (IFS) GMOS/Gemini, je démontre que les propriétés des populations stellaires évoluent de manière continue avec la taille des galaxies, leurs masses, ainsi qu'avec leurs environnements, et ceci à la fois pour les galaxies de faible et de grande masse. Cela suggère que l'ensemble des processus physiques qui contrôlent les caractéristiques des galaxies sont similaires quelle que soit la masse des galaxies, mais en revanche, leurs influences individuelles varient doucement suivant la taille et la masse des galaxies. J'estime ensuite les histoires de formation stellaire de ces huit galaxies compactes ainsi que celles d'un échantillon de 20 galaxies de faible masse, et présente une étude de leur dépandence par rapport à l'environnement et la masse des galaxies. Ainsi, grâce à cette étude, je mets en avant à la fois le rôle important de l'environnement mais également celui des galaxies les plus massives dans le contrôle de la formation et de l'évolution des galaxies de faible masse. Mais les processus d'évolution des galaxies sont complexes et les galaxies de l'Univers local sont seulement leurs produits finaux, ce qui ne donne que peu de contraintes sur l' évolution des galaxies au début de l'histoire de l'Univers. Je montre alors à l'aide d'observations de la galaxie NGC3115 obtenues avec l'IFS MUSE/VLT, que les cartes de cinématique et de populations stellaires de galaxies couvrant une grande surface et ayant une grande résolution spatiale sont des éléments clés pour révéler l'histoire d'assemblage de la masse des galaxies, et donc leur formation et leur évolution au cours de toute l'histoire de l'Univers. Pour mieux contraindre la formation des galaxies de faible masse, j'utilise donc les observations profondes de l'instrument MUSE/VLT dans le champ de Hubble (HDFS) pour étudier un échantillon de dix galaxies à des décalages spectraux intermédiaires. J' estime pour la première fois la cinématique stellaire de galaxies situées entre z ~ 0.2 - 0.7 et montre que le degré de rotation et de dispersion de vitesse stellaire est en accord avec les précédentes études portant sur la cinématique de leur gaz. De telles informations, confrontées aux modèles d'évolution de galaxies aideront ainsi à mieux comprendre la croissance en masse des galaxies ainsi que l'origine des galaxies de faible masse de l'Univers local<br>Low-mass galaxies form the most numerous galaxy population in the Universe at all cosmic times, and are legitimately considered as the "building-blocks" of galaxy formation in a cosmological context. In the local Universe, low-mass galaxies are preferentially found in galaxy clusters where they form through a complex chain of in-situ formation and accretion events. However, the detailed formation and evolution processes of low-mass galaxies, and their exact roles in the formation of more massive galaxies are still poorly constrained, in particular due to challenging observations. After setting the scene with an introduction on our current understanding of low-mass galaxies, I present the study of a sample of eight compact low-mass galaxies in the Virgo cluster. I derive their stellar kinematics as well as the age and metallicity of their stellar content from GMOS/Gemini Integral Field Spectrograph (IFS) data, and demonstrate that the stellar population properties evolve smoothly with galaxy size, mass and environment over the full range of galaxy mass. This suggests that a similar set of physical processes is at play on both low- and high-mass galaxies, but the relative efficiency of each of these processes in shaping galaxies varies smoothly from the low- to the high-mass ends. I then derive their star formation histories as well as those of a sample of 20 more extended typical low-mass galaxies, and present a study of their dependencies on the environment and the mass of their host galaxy. As a result, I underline through this work that the environment as well as the most massive galaxies play an important role in controlling the formation and evolution of low-mass galaxies. But local galaxies only represent the end products of a complex evolution path, leaving ambiguity about the early evolution of galaxies. However, I then show with the help of IFS observations of the nearby galaxy NGC3115 obtained with MUSE/VLT, that two-dimensional maps of the kinematics and stellar populations of galaxies, with large spatial coverage and high spatial resolution, are keys to unveil their whole mass assembly history, and thus their formation and evolution through all cosmic times. Thus, to better constrain the evolution of low-mass galaxies, I use deep MUSE/VLT observations in the Hubble Deep Field South to study low-mass galaxies at intermediate redshift. I derive for the first time the spatially resolved stellar kinematics of a sample of ten galaxies at a redshift between z ~ 0.2 - 0.7, and show that the stellar rotation amplitude and velocity dispersion are in agreement with previous studies of their gas kinematics. Such information put into the light of current galaxy evolution models will help to better understand the growth of stellar mass in galaxies and the origins of today low-mass galaxies
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Bolmont, Emeline. "Evolution et habitabilité de systèmes planétaires autour d'étoiles de faible masse et de naines brunes." Phd thesis, Université Sciences et Technologies - Bordeaux I, 2013. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00933668.
Full textAbstract:
La découverte de plus de 900 planètes autour d'autres étoiles que le Soleil rend notre époque excitante. Ces systèmes planétaires nous ont fait changer notre perception du monde qui était jusqu'alors basée sur nos connaissances du système solaire. Certains systèmes détectés sont beaucoup plus compacts que notre système solaire et les planètes se trouvent extrêmement proches de leur étoile. Pour comprendre la structure de ces systèmes et leur évolution, il est important d'étudier les effets de marée.Les missions d'observations des exoplanètes commencent à détecter des planètes de moins en moins massives dans la zone autour d'une étoile appelée zone habitable. La zone habitable est définie comme la plage de distances orbitales pour laquelle une planète ayant une atmosphère peut avoir de l'eau liquide à sa surface. L'étude du climat des exoplanètes, étant donné un flux et un spectre stellaire, est importante pour la caractérisation de l'atmosphère de ces exoplanètes (que JWST sera en mesure de faire).Dans cette thèse, ces problématiques d'évolution dynamique de systèmes planétaires et de climats de planètes sont développées pour le cas de systèmes planétaires orbitant des naines brunes et des étoiles de faible masse dans le but futur de contraindre des paramètres des modèles de marée ou des observations. Dans un premier temps, j'ai traité le cas de l'évolution par effet de marée d'une planète orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l'évolution du rayon est prise en compte. L'objectif était d'étudier l'influence de la contraction de l'étoile (ou naine brune) sur l'évolution orbitale des planètes. Dans un deuxième temps, j'ai cherché à étudier l'influence des effets de marée sur l'évolution dynamique d'un système multiplanétaire orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l'évolution du rayon est aussi prise en compte.Ces deux projets permettent d'aborder le problème de l'habitabilité des planètes au- tour de ces objets, en particulier autour des naines brunes qui refroidissent avec le temps. En effet, une planète se trouvant dans la zone habitable d'une naine brune se situe suffisamment proche de la naine brune pour ressentir l'influence des effets de marée. Ainsi, des paramètres importants pour l'étude des climats sont en partie déterminés par les effets de marée - paramètres comme l'excentricité et l'obliquité entre autres. Dans cette thèse, cette problématique est succinctement abordée en vue d'une poursuite en post-doctorat.
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Bardeau, Sébastien. "Distribution de masse d'un échantillon d'amas de galaxies déterminée par effet de lentille gravitationnelle faible." Toulouse 3, 2004. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00008027.
Full textAbstract:
L'une des prédictions fortes de la relativité générale d'Einstein repose sur la capacité de toute masse à courber l'espace-temps et par là-même à infléchir la course des rayons lumineux. Une conséquence directe est alors l'effet de lentille gravitationnelle: les images de sources situées en arrière-plan d'un objet massif sur la ligne de visée sont déformées, amplifiées voire démultipliées. Les amas de galaxies, structures les plus massives de l'univers, produisent l'effet le plus intense. Leur histoire, leur processus de formation, et leur état dynamique actuel constituent des éléments clés pour comprendre la formation et l'évolution de l'univers lui-même. La présente thèse se propose de comprendre et de contraindre la distribution de masse d'un échantillon d'amas de galaxies telle que l'on peut la mesurer grâce à l'effet de lentille gravitationnelle faible, par le biais d'une étude statistique des objets faiblement déformés permettant de mesurer l'intensité de la distorsion<br>One of the strongest predictions of Einstein's General Relativity is the ability of any mass to curve space-time and consequently to deflect light rays. One of its direct consequence is then the gravitational lensing effect: images of sources located in the background of a massive object lying on the line-of-sight are distorted, magnified or even splitted in multiple images. Galaxy clusters, the most massive structures in the Universe, are able to generate the strongest effect. The history, the formation process and the dynamical state of these entities are clues to understand the formation and the evolution of the Universe itself. This thesis aims at understanding and constraining the mass distribution of a sample of galaxy clusters measured from weak gravitational lensing, thanks to a statiscal study of weakly distorted objects
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Bonne, Lars. "La formation du gaz dense à l'origine des étoiles de faible et de haute masse." Thesis, Bordeaux, 2020. http://www.theses.fr/2020BORD0121.
Full textAbstract:
Pour comprendre la formation des étoiles, il faut étudier les processus physiques qui forment le gaz froid et dense dans le milieu interstellaire. Le télescope spatial Herschel a récemment démontré que la majorité du gaz froid et dense est formée de structures filamentaires (des filaments).Dans cette thèse, plusieurs raies de CO ont été observées avec le télescope APEX autour du filament de Musca. Ces observations ont été complémentées par des observations [CII] et [OI] avec le télescope SOFIA. La non-détection de [CII] démontre que le nuage de Musca est situé dans un champ de radiation UV faible (1 G0). Par contre, les observations de CO(4-3) avec APEX montrent qu'il y a du gaz CO chauffé (> 50 K) autour du filament que l'irradiation UV ne peut pas expliquer. La comparaison avec des modèles de chocs indique que l'émission CO(4-3) doit alors être le résultat d'un choc J à basse vitesse (< 4 km/s). L'analyse du spectre CO(4-3) montre aussi que l'émission venant du choc ressemble à une signature de choc d'accrétion. Cette observation suggère qu'un choc à basse vitesse, dû à une accrétion continue, est responsable de la formation du gaz dense et froid du filament de Musca.Ce scénario d'accrétion du filament de Musca est de plus étudié à grandes échelles dans les raies CO(2-1) et CO(1-0) obtenues avec les télescopes APEX et NANTEN2. Ces observations montrent un gradient de vitesse sur la crête de Musca qui est correlé avec le champ de vitesse autour du filament. L'analyse globale des observations de Musca montre une asymétrie à la fois spatiale et cinématique. Cette asymétrie est vue comme une forme en V dans le diagramme position-vitesse perpendiculaire au filament. L'inclusion d'observations du gaz neutre HI dans l'analyse confirme que Musca fait partie d'un nuage HI plus grand, le complex Chamaeleon-Musca. Le HI montre aussi que l'asymétrie cinématique est présente des grandes échelles du nuage HI jusqu'aux petites échelles de la crête du filament de Musca. En comparant le HI avec les vitesses CO de Cha I, Cha II et Cha III, on constate que l'asymétrie cinématique est présente pour toutes les régions denses du complexe de Chamaeleon-Musca. Ce scénario d'accrétion asymétrique, qui est observé, est reproduit dans des simulations d'une collision de nuages magnétisés. Dans ce scénario, c'est la déformation du champ magnétique qui est responsable de l'accrétion asymétrique. La formation du filament Musca serait ainsi due à la convergence de deux flots de matière guidée par la courbure du champ magnétique provoquée par la collision des nuages HI à grande échelle.Dans la dernière partie, la cinématique du nuage massif DR21, qui forme des étoiles massives, est étudiée pour comparer la formation des étoiles massives à celle des étoiles de faible masse. Le nuage DR21 montre une asymétrie en V similaire à celle de Musca, ce qui indique que le nuage DR21 est aussi formé par une collision de nuages moléculaires mais avec une vitesse de collision plus importante que pour Musca. Les observations indiquent de plus que la formation des étoiles massives dans le nuage DR21 serait la conséquence directe de la prédominance de la gravité à grande échelle (> 1 pc) du gaz dense en contraste avec Musca pour lequel la gravité ne dominerait qu'aux plus petites échelles (< 0.1-0.2 pc). L'analyse cinématique globale de toute la région du Cygne montre que toute la région résulte de la même collision de nuages. Cette observation indique que c'est une collision de nuages à grande vitesse (> 10 km/s) qui pourrait expliquer la formation d'une association d'étoiles OB de plusieurs milliers d'étoiles. Dans ce scénario, les étoiles massives (OB) se formeraient dans les structures denses et massives (hubs et ridges) formées aux convergences dues à la collision à grande vitesse de nuages, et où la gravité à grande échelles domine la cinématique et l'évolution du gaz dense<br>To understand how stars can form in the interstellar medium (ISM), it has to be understood how cold (~ 10 K) and dense gas (> 10^{4} cm^{-3}) can emerge during the evolution of the ISM. With the Herschel telescope it was found that most of this dense star forming gas is organised in filamentary structures.To understand how this dense filamentary gas forms, multiple CO transitions were observed towards the Musca filament, which can form low-mass stars, using the APEX telescope. These observations were complemented with [CII] and [OI] observations by the SOFIA telescope. The non-detection of [CII] demonstrates that the Musca cloud is embedded in a weak FUV field (< 1 G0). However, the observed CO(4-3) line with APEX demonstrates the presence of warm (> 50 K) CO gas around the Musca filament which cannot be explained with heating by the FUV radiation field. A comparison of the observed CO(4-3) emission with shock models shows that the emission can be the result of a low-velocity (< 4 km/s) J-type shock. Further analysis of this emission demonstrates that this shock emission resembles the signature of a shock responsible for mass accretion on a filament. This suggests that a low-velocity shock as a result of continuous mass accretion is responsible for the formation of cold and dense gas that can form stars in the Musca filament.The accretion scenario for Musca is further analysed with low-J CO observations from APEX and NANTEN2 to study the large scale gas kinematics. These observations unveil a velocity gradient over the Musca filament crest which is correlated with the velocity field of the nearby ambient gas. This suggests that the velocity gradient is the result of mass accretion from the ambient cloud. Analysing the full Musca cloud demonstrates a spatial and kinematic asymmetry from low- to high-density gas. This asymmetry is seen as a V-shape in the position-velocity (PV) diagram perpendicular to the Musca filament. Including atomic hydrogen (HI) observations in the analysis first of all confirms that Musca is part of a larger HI cloud, the Chamaeleon-Musca complex. It also demontrates that the kinematic asymmetry is seen from the HI cloud down to the filament crest. Furthermore, the CO-HI asymmetry is found for basically all dense regions (Cha I, Cha II, Cha III and Musca) with archival data of Chamaeleon-Musca, while HI shows indications of more than one velocity component. This asymmetric accretion scenario is predicted by magnetised cloud-cloud collision simulations, where the bending of the magnetic field is responsible the observed asymmetric accretion scenario. The filament formation in Musca is thus the result of two intersecting converging flows which are driven by the magnetic field bending due to a large-scale colliding HI flow that triggered the observed star formation in the full Chamaeleon-Musca complex.Finally, the kinematics of the high-mass star forming ridge DR21 and its surrounding gas are studied to compare low- and high-mass star formation. This shows a similar spatial and kinematic asymmetry as in Musca, which suggests that DR21 is formed by a giant molecular cloud (GMC) collision. However, it is also found for high-mass star formation in the DR21 cloud that gravity plays an important role on large scales (> 1 pc) while for Musca gravity only starts to dominate locally (r < 0.1-0.2 pc). So, due to the high density in the DR21 cloud after the GMC collision, gravity eventually drives the evolution of the compressed cloud for high-mass star forming regions. Kinematic observations of the full Cygnus-X north region show further indications of two interacting velocity components over the entire region, which indicates that a high-velocity (> 10 km/s) GMC collision can result in the formation of an OB association similar to OB2. These OB stars then form in gravitationally collapsing hubs and ridges due to the compression by the GMC collision
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Rhattas, Abdelmajid. "Transfert de masse dans les materiaux argileux a faible porosite : analyse theorique et resultats experimentaux." Orléans, 1994. http://www.theses.fr/1994ORLE2032.
Full textAbstract:
L'objet de ce travail est l'etude du transfert de masse dans les argiles a faible porosite. De part les proprietes qui les caracterisent (affinite a l'eau, colmatage, retention, plasticite), les argiles sont employees dans les systemes de confinement des dechets chimiques et radioactifs. Notre contribution, tant au niveau theorique qu'au niveau experimental, porte sur les argiles de boom et du bassin parisien dont une partie de l'etude experimentale est consacre a leur caracterisation physique et mineralogique. Par ailleurs, la determination des coefficients intervenant dans les lois phenomenologiques de transfert, est particulierement difficile dans le cas des argiles a faible porosite. Classiquement, les essais de debits fournissent, en regime etabli, des estimations de la permeabilite dans les sols. Ces techniques sont difficilement applicables pour deux raisons: i) la faible mobilite de l'eau interstitielle reduit les quantites d'eau percolees et affecte de facon importante les precisions de mesure (pertes de charges enormes) et ii) les debits a injecter sont forts et ont donc tendance a modifier la porosite globale. L'approche experimentale suggeree pour acceder a leur evolution, en fonction de la teneur en eau, utilise les donnees des profils hydriques et des isothermes de sorption/desorption. A cet effet, deux cellules (diffusometre et permeametre), adaptees chacune a un mode d'apport d'eau bien defini, sont realisees pour permettre le suivi de l'evolution de la teneur en eau. Apres avoir rappele les mecanismes de base du transfert de masse dans les milieux poreux indeformables, nous proposons un modele de transfert prenant en compte les differents aspects de l'eau. L'approche theorique presentee conduit a un systeme d'equations dans lequel les variables du probleme sont les pressions de l'eau et du gaz ; ce qui permettra une extension naturelle du travail au couplage avec la mecanique (en particulier, la consolidation des sols partiellement satures). Les equations du systeme sont discretisees partiellement en elements finis d'espace et de facon complete par le schema d'euler semi-implicite associe a l'introduction d'une strategie de choix de pas de temps. Une extension du modele aux milieux stratifies est egalement effectuee. La validation du modele de transfert comprend deux etapes: i) comparaison avec les resultats effectues sur un modele reduit simulant une galerie souterraine ventilee et ii) comparaison avec les resultats de l'experience actuellement en cours au laboratoire souterrain de mol sur l'etude du comportement d'un ouvrage souterrain desature par ventilation. Les applications du modele sont orientees vers le transfert dans les geomateriaux partiellement satures (sol et beton), en particulier, l'etude de la desaturation des ouvrages souterrains sous l'effet de la ventilation
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Boirin, Laurence. "Etude de la variabilité des binaires X de faible masse à partir d'observations avec RXTE." Toulouse 3, 2001. http://www.theses.fr/2001TOU30025.
Full text
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Bolmont, Emeline. "Evolution et habitabilité de systèmes planétaires autour d’étoiles de faible masse et de naines brunes." Thesis, Bordeaux 1, 2013. http://www.theses.fr/2013BOR14897/document.
Full textAbstract:
La découverte de plus de 900 planètes autour d’autres étoiles que le Soleil rend notre époque excitante. Ces systèmes planétaires nous ont fait changer notre perception du monde qui était jusqu’alors basée sur nos connaissances du système solaire. Certains systèmes détectés sont beaucoup plus compacts que notre système solaire et les planètes se trouvent extrêmement proches de leur étoile. Pour comprendre la structure de ces systèmes et leur évolution, il est important d’étudier les effets de marée.Les missions d’observations des exoplanètes commencent à détecter des planètes de moins en moins massives dans la zone autour d’une étoile appelée zone habitable. La zone habitable est définie comme la plage de distances orbitales pour laquelle une planète ayant une atmosphère peut avoir de l’eau liquide à sa surface. L’étude du climat des exoplanètes, étant donné un flux et un spectre stellaire, est importante pour la caractérisation de l’atmosphère de ces exoplanètes (que JWST sera en mesure de faire).Dans cette thèse, ces problématiques d’évolution dynamique de systèmes planétaires et de climats de planètes sont développées pour le cas de systèmes planétaires orbitant des naines brunes et des étoiles de faible masse dans le but futur de contraindre des paramètres des modèles de marée ou des observations. Dans un premier temps, j’ai traité le cas de l’évolution par effet de marée d’une planète orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l’évolution du rayon est prise en compte. L’objectif était d’étudier l’influence de la contraction de l’étoile (ou naine brune) sur l’évolution orbitale des planètes. Dans un deuxième temps, j’ai cherché à étudier l’influence des effets de marée sur l’évolution dynamique d’un système multiplanétaire orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l’évolution du rayon est aussi prise en compte.Ces deux projets permettent d’aborder le problème de l’habitabilité des planètes au- tour de ces objets, en particulier autour des naines brunes qui refroidissent avec le temps. En effet, une planète se trouvant dans la zone habitable d’une naine brune se situe suffisamment proche de la naine brune pour ressentir l’influence des effets de marée. Ainsi, des paramètres importants pour l’étude des climats sont en partie déterminés par les effets de marée – paramètres comme l’excentricité et l’obliquité entre autres. Dans cette thèse, cette problématique est succinctement abordée en vue d’une poursuite en post-doctorat<br>The discovery of more than 900 planets orbiting other stars than our Sun makes this period very exciting. Our knowledge which was based on the Solar System has been challenged by new planetary systems which are very different from our system. Some of them are much more compact than the Solar System. Some planets are located extremely close-in from their star, within the orbital distance of Mercury, in a region where tidal effects are important. Understanding the structure of the known exoplanetary systems and the future ones requires to take into account the physics of tidal evolution.The missions dedicated to the finding of exoplanets are beginning to detect less massive planets in the habitable zone of their host star. The habitable zone is here defined as the range of orbital distances where a planet with an atmosphere can sustain liquid water at its surface. The study of the climate of exoplanets, given a stellar flux and spectra, is important for the characterization of planetary atmosphere – which JWST will make possible.This thesis provides a study of the dynamical and tidal evolution of planetary systems orbiting evolving brown dwarfs and low mass stars in order to constrain some tidal parameters and in the case of planets around brown dwarfs put some constrains on observability. First, I studied the tidal evolution of single-planet systems orbiting a brown dwarf, a M-dwarf or a Sun-like star whose radius evolution is taken into account. The aim of this study was to study the influence of the contraction of the brown dwarf or star on the orbital evolution of the planets. Second, I endeavored to study the tidal evolution of multiple-planet systems orbiting a brown dwarf, a M-dwarf or a Sun-like star whose radius evolution is also taken into account.These two projects allow me to study the question of the habitability of planets orbiting those objects, in particular orbiting brown dwarfs which are known to cool down with time. A planet orbiting a brown dwarf in its habitable zone is sufficiently close to the brown dwarf to feel tidal effects. So parameters such as the eccentricity or obliquity, which are important for the climate are partially determined by tides. In this thesis, this question is briefly addressed but will be deepened in a future post-doc
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Chaghi, Radhouane. "Etude de la solubilisation des produits organiques à faible masse moléculaire dans un système micellaire." Montpellier 2, 2007. http://www.theses.fr/2007MON20066.
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Masson, Jacques. "Etude des effets de la magnétohydrodynamique non idéale sur la formation des étoiles de faible masse." Phd thesis, Ecole normale supérieure de lyon - ENS LYON, 2013. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00942777.
Full textAbstract:
Le processus de formation d'étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d'abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l'action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l'énergie libérée par le travail de compression s'échappe sous forme de rayonnement, d'où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S'ensuit une phase d'accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire.
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Rieutord, André. "L'exaltation de la photoluminescence des xénobiotiques de faible masse moléculaire par marquage covalent et non covalent." Paris 11, 2002. http://www.theses.fr/2002PA114835.
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Benbakoura, Mansour. "Evolution des étoiles de faible masse en interaction : observations multi-techniques et modélisation des systèmes multiples." Thesis, Université de Paris (2019-....), 2019. http://www.theses.fr/2019UNIP7027.
Full textAbstract:
Cette thèse est consacrée à l'étude des étoiles de faible masse ayant dans leur environnement proche d'autres étoiles ou des planètes. Nous nous sommes concentrés sur l'influence des interactions avec ces compagnons sur l'évolution stellaire ainsi que leurs conséquences observables.Dans la première partie, nous présentons le modèle d'évolution des systèmes étoile–planète que nous avons développé au cours de cette thèse, nommé ESPEM (Évolution des Systèmes Planétaires Et Magnétisme). Ce modèle prend en compte de façon ab-initio des effets du vent stellaire magnétisé et de la dissipation de marée sur la rotation stellaire et l'orbite planétaire, simultanément avec l'évolution structurelle de l'étoile. Premièrement, nous l'utilisons pour étudier l'évolution séculaire de la rotation des étoiles hôtes de systèmes planétaires et montrons notamment que cette évolution peut être significativement différente de celle des étoiles isolées. Ensuite, nous examinons les prédictions de ce modèle concernant l'architecture orbitale des systèmes étoile–planète. Nos résultats suggèrent une interprétation aux distributions de périodes orbitales et de de rotation stellaire observées.Dans la deuxième partie, nous montrons en quoi l'observation d'étoiles binaires évoluées permet de tester les théories astrophysiques, notamment l'astérosismologie et l'interaction de marée. Dans un premier temps, nous présentons les résultats d'un programme d'observations que nous avons mené pendant plus de deux ans et qui nous a permis de caractériser 16 systèmes binaires à éclipses. Ensuite, nous comparons ces résultats avec ceux que nous avons obtenus en analysant cet échantillon à l'aide d'outils astérosismiques dans le but de vérifier l'exactitude de ces derniers. Enfin, en élargissant l'échantillon étudié à 30 autres étoiles binaires évoluées, nous testons la théorie de l'évolution de marée. Ceci nous permet à la fois de valider la théorie et de comprendre l'évolution des systèmes observés dans ce travail.Ce travail met en avant deux aspects de la spécificité des systèmes multiples. Premièrement, il montre en quoi l'évolution des étoiles est impactée par la présence d'un compagnon stellaire ou planétaire. Deuxièmement, il met en avant l'intérêt des étoiles binaires pour tester les théories astrophysiques et renforce la compréhension actuelle de l'évolution stellaire<br>This thesis is devoted to the study of low-mass stars having other stars or planets in their immediate environment. We focused on the influence of interactions with these companions on stellar evolution and their observable consequences.In the first part, we present the model of evolution of star–planet systems that we developed during this thesis, called ESPEM (French acronym for Evolution of Planetary Systems and Magnetism). This model incorporates ab-initio prescriptions to quantify the effects of magnetized stellar wind and tidal dissipation on stellar rotation and planetary orbit, simultaneously with the star's structural evolution. First, we use it to study the secular evolution of the rotation of planet-host stars and show that this evolution can be significantly different from that of isolated stars. Next, we examine the predictions of this model regarding the orbital architecture of star–planet systems. Our results suggest an interpretation to the observed distributions of orbital and stellar rotation periods.In the second part of the manuscript, we show how the observation of advanced binary stars allows us to test astrophysical theories, in particular asteroseismology and tidal interaction. First, we present the results of an observation program that we conducted for more than two years and that allowed us to characterize 16 eclipsing binary systems. Then, we compare these results with those obtained by analyzing this sample using asteroseismic tools to verify the accuracy of the latter. Finally, by extending the studied sample to 30 other advanced binary stars including an evolved primary, we test the theory of tidal evolution. This allows us both to validate the theory and to understand the evolution of the systems observed in this work.This work highlights two aspects of the specificity of multiple systems. First, it shows how the evolution of stars is affected by the presence of a stellar or planetary companion. Second, it emphasizes the interest of binary stars in testing astrophysical theories and reinforces the current understanding of stellar evolution
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Chauvin, Gaël. "Étude des environnements circumstellaires en imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire." Grenoble 1, 2003. http://www.theses.fr/2003GRE10158.
Full textAbstract:
Dans le contexte de la recherche des compagnons de faibles masses, planètes et naines brunes, et des disques de poussières autour des étoiles brillantes, une première partie de mon travail est consacrée à l'étude des performances de détection des instruments dédiés à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire. Je me suis particulièrement intéressé aux instruments équipant actuellement les grands telescopes au sol, qui sont composés d'un système d'optique adaptative et d'une caméra infrarouge, couplée à un coronographe stellaire. J'ai eu la chance de participer aux phases d'intégration et de tests de l'instrument d'optique adaptative NAOS. Il est actuellement installé sur le télescope UT4 du Very Large Telescope de l'ESO, au Chili. J'ai, ensuite, developpé un modèle de contraste afin de cerner et d'étudier le comportement des différentes limitations dans une image d'optique adaptative, en fonction de la configuration observationnelle choisie, des modes de fonctionnement du détecteur, des caractéristiques de l'instrument utilisé et de la qualité d'image liée aux conditions atmosphériques. Cette réflexion a été déterminante dans le cadre du second volet de mon travail, portant sur la recherche en imagerie coronographique des compagnons naines brunes ou planètes et des disques circumstellaires. Deux catégories d'étoiles se sont avérées particulièrement propices à ce type d'étude. Il s'agit des membres des associations jeunes et proches, favorisant, par leur statut évolutif, la détection d'objets peu massifs, et les étoiles ayant une planète détectée par des mesures de vitesses radiales. Je présente, d'une part, les résultats que j'ai obtenus, concernant la détection de plusieurs compagnons de faibles masses probables, dans les associations jeunes du groupe Béta Pictoris, de MBM 12 et de Tucana-Horologium, ainsi qu'une étude statistique, sans précédent, sur la fraction de compagnons stellaires et naines brunes parmi ces étoiles. Je décris, d'autre part, les résultats obtenus lors de relevés systématiques d'imagerie profonde des étoiles ayant des planètes. Ils concernent la découverte d'objets faibles, jusqu'à présent inconnus dans l'environnement de ces étoiles, et les capacités de détection atteintes grâce à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire<br>Ln the context of the search for brown dwarfs and giant planets companions to stars, as well as circumstellar disks, a first part of my work has been devoted to the study ofthe detection capabilities performed by high contrast and high angular resolution instruments. 1 have been, mainly, interested by the instruments, which presently equip the large ground based telescopes, and which are composed of an adaptive optics system and an infTared camera, coupled with a stellar coronagraph. 1 have been particularly involved into the integration and test phases of the Nasmyth Adaptive Optics System NAOS, presently installed at the UT4 telescope of the ESO Very Large Telescope, in Chili. 1 also developed a model to study and to predict the detection capabilities performed by su ch instruments as a function of the detector modes, the instrument characteristics, the observing configurations or the atmospheric conditions. Thinking of the limitations and the optimization of the observing detection performances has been crucial for the second part of my work, dedicated to the search for low mass companions to stars and circumstellar disks. Two types of targets have been found ideal for this study: the young, nearby associations due to their evolutionary status and the stars with planets, indirectly detected by the radial velocity measurements. I present the detection of severa! substellar candidates in the young, nearby associations Beta Pictoris, MBM 12 and Tucana-Horologium, as well as an unprecedented work on the fraction of stellar companions and of brown dwarf companions among these stars. 1 also describe the recent results concerning the discovery of faint companions in the circumstellar environment of stars with planets and 1 present the detection capabilities performed thanks to our deep imaging strategy
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Renault, Cécile. "Recherche de matiere noire galactique par effet de microlentille gravitationnelle sous forme d'objets compacts de faible masse." Paris 7, 1996. http://www.theses.fr/1996PA077330.
Full textAbstract:
La forme de la courbe de rotation de notre galaxie indique la presence d'une masse environ dix fois superieure a la masse lumineuse. Des informations theoriques et observationnelles suggerent que cette masse est repartie dans un halo s'etendant au-dela des limites visibles de la galaxie. L'hypothese de matiere noire dans le halo sous forme de naines brunes est testee grace a l'utilisation de l'effet de microlentille gravitationnelle. L'experience francaise eros (experience de recherche d'objets sombres) a recherche des objets compacts de masse comprise entre 10#-#8 et 10 masses solaires en observant les nuages de magellan. Des plaques photographiques prises avec un telescope de schmidt permettent d'explorer le domaine des grandes masses et des images prises avec une camera de 16 ccd permettent d'investiguer le domaine des petites masses. Aucun signal n'a revele l'existence d'objet de faible masse mais deux signaux compatibles avec la presence de deflecteurs d'environ 0. 1 masse solaire ont ete detectes. Ces detections, associees aux efficacites des analyses et a des modeles de la galaxie, permettent de contraindre la nature du halo. Aucune limite ne peut etre donnee en-dehors de l'intervalle 5 10#-#7 - 10#-#1 masse solaire. Pour un modele de halo standard, on exclut que plus de 10 a 40 pourcents du halo soit constitue de deflecteurs de masse de 2 10#-#3 a 10#-#1 masse solaire. Par ailleurs, les objets de masse comprise entre 5 10#-#7 et 2 10#-#3 masse solaire constituent au plus 10 a 20 pourcents de la masse du halo : cette limite reste valable quelle que soit la distribution des masses de ces objets dans cet intervalle.
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Loucatos, Sotiris. "Mise en évidence des bosons intermédiaires W± et Z° dans les collisions proton-antiproton à 546 GeV dans le centre de masse : expérience UA2." Paris 11, 1985. http://www.theses.fr/1985PA112340.
Full textAbstract:
Le Modèle Standard des interactions électromagnétiques et faibles prévoit l’existence des bosons intermédiaires W+̲ et Z° et prédit leurs masses. L’accumulation d’antiprotons par refroidissement stochastique et la transformation de l’accélérateur SPS du CERN en collisionneur a permis de réaliser des collisions p-p̄ à 546 GeV d’énergie dans le centre de masse. Cette thèse expose la mise en évidence des bosons intermédiaires à travers leurs désintégrations Z° → e⁺ e⁻ et W → ev. Pendant les périodes de prise de données de 1982 et 1983, 8 désintégrations Z° → e⁺ e⁻ et 32 désintégrations W → ev avec un électron de pT > 25 GeV/c ont été observées dans l’expérience UA2. Les sections efficaces de production du W+̲ et du Z° ainsi que les paramètres des interactions faibles : MW, MZ, sin²θW et p sont déterminés. Les valeurs obtenues sont en accord avec les prédictions du Modèle Standard, qui se trouve ainsi brillamment confirmé. Une limite supérieure à la largeur totale de désintégration du Z° est donnée. On en déduit une limite supérieure sur le nombre de neutrinos supplémentaires. Les désintégrations radiatives des bosons intermédiaires sont discutées<br>The Standard Model of electromagnetic and weak interactions predicts the existence of the intermediate vector bosons W+̲ and Z° and gives precise predictions for their masses. Antiproton accumulation by stochastic cooling and the operation of the CERN SPS accelerator in collider mode made accessible pp̄ collisions at 546 GeV center of mass energy. This thesis presents the observation of the intermediate vector bosons through their decays Z° → e⁺ e⁻, W → ev. During running periods 1982 and 1983, 8 decays Z° → e⁺ e⁻ and 32 decays W → ev with an electron of pT > 25 GeV/c were observed in UA2 experiment. Cross sections of W+̲ and Z° production and the weak interaction parameters: MW, MZ, sin²θW and p are determined. These results are in agreement with Standard Model predictions, thus confirming theory in a spectacular way. An upper limit to the total width of the Z° is given. An upper limit to the number of additional neutrinos is inferred. Radiative decays of the intermediate vector bosons are discussed
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Turpin-Bouzin, Aurélie. "Pulvérisation dans des gaz circulant à faible vitesse (transfert de matière et efficacité) : application à l’évaluation des performances des produits commerciaux dits « neutralisants d’odeurs »." Rennes 1, 2008. http://www.theses.fr/2008REN1S042.
Full textAbstract:
Afin d’évaluer l’efficacité de produits commerciaux dits « neutralisants d’odeurs », un pilote de pulvérisation a été développé. Ce pilote, fonctionnant avec des vitesses de gaz faibles, permet de travailler avec les fluides circulant soit à co-courant, soit à contre courant. Dans un premier temps, le transfert de matière dans le pilote lors de la pulvérisation a été caractérisé en déterminant les principaux paramètres de transfert (aire interfaciale, coefficient volumique de transfert côté gaz et liquide). L’étape suivante a permis de déterminer l’efficacité de la pulvérisation de solutions de lavage particulières (eau du réseau et solutions mettant en jeu des réactions connues) sur l’élimination de composés odorants représentatifs des grandes familles de malodorants. Enfin, les performances de produits commerciaux dits « neutralisants » d’odeurs ont pu être évaluées, et leurs modes d’action éclaircis<br>In order to study the efficiency of commercial “odour neutralising” products, a spray tower has been developed. This pilot works with low gas velocities and fluids can circulate co- or counter-currently. In a first step, mass transfer during spraying was characterised by determining the main mass transfer parameters (interfacial area, liquid and gaz mass transfer coefficients). The second step allowed to determine efficiency during spraying of scrubbing solutions (tap water and solutions involving known reactions) on removal of odorous pollutants chosen to be representative of great malodorous famillies. Finally, the performances of commercial “odour neutralising” products have been evaluated and their means of action cleared up
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Burgess, Andrew. "Exploration de la fonction de faible masse initiale dans les amas jeunes et les r ´egions de formation stellaire." Phd thesis, Université de Grenoble, 2010. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00576460.
Full textAbstract:
La détermination de l'extrémité inférieure de la fonction de masse initiale (FMI) prévoit de fortes contraintes sur les théories de la formation des étoiles. IC4665 est un amas d'´étoile jeune (30Myr) et il a situe 356pc de la Terre. L'extinction est Av~ 0.59 ± 0.15 mag. WIRCam Y, J, H et K observations ont été faites par le CFHT et a comprise 10 champs (de 1.1sq.deg totale) et deux zones de contrle de 20'x20' chacun. Diagrammes couleur/magnitude et couleur/couleur ont été utilisées pour comparer les candidats sélectionnées par les modèles BT-SETTL 30 et 50Myr. Les images CH4off et CH4on ont été obtenus avec CFHT/WIRCam plus 0.11 sq.deg. dans IC348. Naines-T ont ensuite été identifiés à partir de leur couleur de 1.69μm d'absorption du méthane et trois candidats nain-T ont été trouvée avec CH4on−CH4 >0.4 mag. Extinction a été estimée à Av~ 5 − 12 mag. Les comparaisons avec les naines-T modèles, et des diagrammes couleur/couleur et magnitude, rejeter 2 entre 3 candidats en raison de leur extrême z′ − J coleur. L'objet reste n'est pas considéré comme un nain avant l'amas en raison d'un argument de densité en nombre ou l'extinction forte Av~ 12 mag, ni d'être un champ de fond nain-T qui serait devrait être beaucoup plus faible. Les modèles et les schémas de donner cet objet un type T6 préliminaires spectrale. Avec un peu de la masse de Jupiter, ce jeune candidat nain-T est potentiellement parmi les plus jeunes, des objets de masse plus faible détectée dans une région de formation d'´étoiles `a ce jour. Sa fréquence est conforme à l'extrapolation du courant lognormal FMI estime `a au domaine de masse planétaire.
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Lodieu, Nicolas. "Recherches d'étoiles de faible masse et de naines brunes : voisinage solaire et amas d'âge intermédiaire Alpha Per et Collinder 359." Toulouse 3, 2004. http://www.theses.fr/2004TOU30091.
Full textAbstract:
Nous décrivons les résultats de cartographies d'étoiles de faible masse et de naines brunes à la fois âgées et proches appartenant au champ ainsi que jeunes et éloignées dans des amas d'étoiles. Premièrement, nous présentons les résultats d'une étude à mouvement propre dédiée aux objets froids et proches du Soleil. Nous avons découvert de nombreuses naines ultra-froides à moins de 50 parsecs ainsi que la naine brune binaire la plus proche. Deuxièmement, nous étudions la fonction de masse sous-stellaire dans les amas ouverts jeunes. Une cartographie proche infrarouge d'une région de 0. 7 degré carré dans Alpha Per a révélé de nouveaux membres stellaires et sous-stellaires. Une cartographie visible d'une région de 1. 6 degré carré dans Collinder 359 a extrait de nouveaux membres de masses inférieures à une masse solaire, révisant l'âge et la distance de l'amas. Sa fonction de masse croît dans le domaine sous-stellaire avec une pente inférieure à celles estimées pour les Pléiades<br>We describe results for surveys for low-mass stars and brown dwarfs, including older ones in the nearby field and younger ones in more distant clusters. First, we present the outcome of a proper motion survey aimed at finding some of the nearest and coolest neighbours to the Sun. We have uncovered numerous ultracool dwarfs within 50 parsecs, including the closest brown dwarf binary. Second, we focus on the substellar mass function in young open clusters. We have carried out a wide-field near-infrared survey of a 0. 7 square degree region in the Alpha Per cluster, yielding new member candidates, including several brown dwarfs. We have also conducted an optical survey of a 1. 6 square degree area in Collinder 359. New bona-fide members have been extracted from solar mass stars to brown dwarfs, yielding a revised distance and age for the cluster. The derived mass function continues rising into the substellar regime with a slope flatter than that estimated for Pleiades-like clusters
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Guenel, Mathieu. "Dissipation de marée dans les étoiles de faible masse et les planètes géantes : ondes inertielles, structure interne et rotation différentielle." Thesis, Université Paris-Saclay (ComUE), 2016. http://www.theses.fr/2016SACLS307/document.
Full textAbstract:
Cette thèse étudie les mécanismes de dissipation de marée dans les étoiles de faible masse, possédant comme notre Soleil une enveloppe convective externe (i.e. de types M à F), ainsi que dans les planètes géantes gazeuses similaires à Jupiter et Saturne. En particulier, nous cherchons à comprendre et à caractériser l’influence de la structure et de la dynamique internes de ces corps sur les différents mécanismes physiques à l’origine de cette dissipation afin d’évaluer leur importance relative.Dans le cas des planètes géantes, nous utilisons des modèles semi-analytiques préexistants et nous montrons que la dissipation induite par la présence éventuelle d’un cœur solide viscoélastique n’est pas négligeable par rapport à celle induite par les ondes inertielles (dont la force de rappel est l’accélération de Coriolis) dans l’enveloppe convective. Pour les étoiles de faible masse, nous développons de nouvelles méthodes semi-analytiques ainsi que des simulations numériques d’ondes inertielles de marée se propageant dans l’enveloppe convective externe, dont nous calculons et caractérisons la dissipation d’énergie associée. Pour la première fois, nous prenons en compte les effets d’une rotation différentielle latitudinale telle qu’observée dans le Soleil et prédite par de nombreuses simulations numériques de convection dans les étoiles de faible masse. Nous mettons en évidence l’existence de nouvelles familles de modes inertiels ainsi que l’importance des résonances de corotation pour la dissipation de marée. Enfin, nous dérivons une nouvelle prescription pour la viscosité turbulente appliquée à ces ondes de marées en prenant en compte l’influence de la rotation sur les propriétés de la convection le long de l’évolution des étoiles<br>This thesis studies the tidal dissipation mechanisms in low-mass stars that have an external convective envelope like the Sun (i.e. from M- to F-type stars), as well as in Jupiter- and Saturn-like gaseous giant planets. We particularly focus on understanding and characterizing the influence of the internal structure and dynamics of these bodies on the various physical mechanisms that cause this tidal dissipation, in order to assess their relative strength.In the case of giant planets, we use preexisting semi-analytical models and we show that the dissipation induced by the possible presence of a viscoelastic solid core is not negligible compared to the one induced by inertial waves (whose restoring force is the Coriolis acceleration) in the convective envelope. For low-mass stars, we perform a new semi-analytic study as well as numerical simulations of tidal inertial waves propagating in the external convective envelope, and we compute the associated energy dissipation. For the first time, the effects of a background latitudinal differential rotation, as observed in the Sun and predicted by various numerical simulations of convection in low-mass stars, is taken into account. We highlight the existence of new families of inertial modes as well as the importance of corotation resonances for tidal dissipation. Finally, we derive a new prescription for the turbulent viscosity applied to these tidal waves that takes into account the influence of rotation on the properties of convective flows along the evolution of stars
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Fraticelli, Raphaël. "Jet dans un écoulement transverse à faible nombre de Reynolds : effet de la masse volumique sur la dynamique et le mélange." Poitiers, 2008. http://www.theses.fr/2008POIT2333.
Full textAbstract:
Un jet carré dans un écoulement transverse est étudié, expérimentalement, en régime inertiel et de convection mixte pour un nombre de Reynolds de 500 et des taux d’injection compris entre 0,17 et 2,13. Les visualisations de l’écoulement mettent en exergue les principales structures tourbillonnaires du champ proche. Le développement d’un dispositif de mesures couplées de la vitesse (PIV) et de la concentration (LIF) a permis d’obtenir des résultats résolus en temps. Leur exploitation met en évidence la topologie de l’écoulement et les grandeurs géométriques caractéristiques du mélange. Les mécanismes à l’origine de la déstabilisation de la frontière supérieure du jet sont exposés. Les mesures de vitesses par vélocimétrie par imagerie de particules tomographique quasi-résolues en temps permettent de décrire plus précisément des structures du sillage, notamment l’évolution des tourbillons ascendants et de la paire de tourbillons contrarotatifs. Des liens entre le mélange et le champ cinématique de l’écoulement sont établis. Une très faible variation de la masse volumique transforme l’écoulement. Le jet dense forme un bulbe, la structure en fer à cheval est intensifiée et de nouvelles structures tourbillonnaires apparaissent dans le sillage. Le bulbe, animé par les forces visqueuses et la poussée d’Archimède, est le lieu du mélange. La couche de cisaillement génère des tourbillons dont l’évolution est fortement influencée par le couple barocline. Une augmentation du taux d’injection modifie l’écoulement. Le mélange dans son sillage est amélioré sous l’influence des forces de flottabilité<br>This dissertation examines, experimentally, a square jet in a crossflow, in an inertial and mixed convection regime for a Reynolds number of 500 and an injection rate ranging from 0. 17 and 2. 13. The visualization of the flow shows the main vortical structure of the near field. The development of a simultaneous measuring device of velocity (PIV) and concentration (LIF) gives timed-resolved results. Drawing on these results, the topology of the flow and the geometrical magnitudes characteristic of the mixture become evident. The mechanisms at the origin of the destabilization of the upper limit are exposed. The measures of velocity using nearly-time-resolved tomographic particle image velocimetry allow description of the wake structures. The measurements demonstrate the evolution of upright vortices and of the counter-rotating vortex pair. Links between the mixture and the cinematic field of the flow are established. A very weak variation of the density transforms the flow. The dense jet forms a bulb, the horseshoe vortices are intensified and new vortical structures appear in the wake. The bulb, driven by viscous force and buoyancy, is where mixture occurs. The shear layer generates vortices whose evolution if strongly influenced by the baroclinic term of the vorticity equation. An increase in the injection rate modifies the flow. The mixture in its wake is improved under the influence of the buoyancy of the flow
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CARTE, NATHALIE. "La trappe ionique et l'ionisation electrospray : un nouveau potentiel pour la caracterisation des biomolecules. caracterisation de biomolecules presentes en faible quantite par spectrometrie de masse et spectrometrie de masse multiple (ms n)." Université Louis Pasteur (Strasbourg) (1971-2008), 2001. http://www.theses.fr/2001STR13081.
Full textAbstract:
La recente innovation instrumentale de la spectrometrie de masse a permis d'etendre les possibilites de la technique d'analyse en ameliorant les performances, et en accedant grace a la spectrometrie de masse tandem (ms 2) a des informations structurales fines caracteristiques des molecules analysees. L'objectif de ce travail a ete d'evaluer les possibilites d'une nouvelle generation de spectrometre de masse capable d'effectuer des analyses ms n ; l'esquire-lc constitue d'un analyseur trappe ionique (it) couple a une source electrospray (es). La premiere partie du manuscrit presente la caracterisation des biomolecules par ms et ms n et precise les informations structurales obtenues (chapitre i). Apres avoir optimise l'esquire-lc (chapitre ii), nous avons adapte des strategies d'analyses nanoes-ms n a chaque etude abordee dans le chapitre iii. Nous avons ainsi mis en evidence, des modifications proteiques (analyse proteomique et analyse de nouveaux variants d'hemoglobine), caracterise une modification engendree par un inhibiteur sur une enzyme (l'adohcy hydrolase), sequence de novo un peptide n-bloque issu de la drosophile et accede aux structures complexes des glycosylations proteiques. La deuxieme partie du manuscrit presente des etudes de caracterisation d'edifices non-covalents biologiques qui necessitent des precautions d'analyse ms minutieuses (chapitre i). Notre objectif etait de determiner prealablement les conditions instrumentales adequates de l'esquire-lc, propices au maintien des interactions faibles en phase gazeuse et a l'integrite de l'edifice non-covalent (chapitre ii). Tres prisee par les biologistes, la ms supramoleculaire nous a permis d'evaluer la selectivite du cis platine pour l'adn (chapitre iii). Ce travail souligne l'interet de la ms n par es-it pour l'elucidation structurale des biomolecules. Il est cependant primordial de maitriser les differents parametres instrumentaux qui facilitent l'obtention des informations mais surtout leur qualite.