Dissertations / Theses on the topic 'Corps planétaires'

Mon travail de thèse a porté sur la simulation numérique du comportement dynamique de poussières et de petits corps autour d’étoiles, appliqué à deux grands domaines de localisation : les disques de débris et les exozodis.Concernant les disques de débris, je me suis plus particulièrement intéressé aux arches mouvantes observées sur une période de 15 ans au sein du disque d’AU Mic. En supposant qu’elles proviennent toutes d’un corps parent unique et que les grains composant les arches ont la même dynamique que les arches elles-mêmes, j’ai montré que le corps parent doit être plus interne que la ceinture de planétésimaux (<25 UA) et qu’il peut être sur une orbite circulaire ou fixe par rapport à l’observateur. Afin d’expliquer la vitesse apparente des arches, il est nécessaire que les grains les composant soient submicrométriques pour être suffisamment sensibles à la pression du vent stellaire. Le champ magnétique à grande échelle de cette étoile est suffisant pour expliquer l’élévation verticale des arches, mais l’interaction des grains avec ce champ nécessite des études plus approfondies.D’autre part, j’ai développé un code numérique permettant de tester l’origine dynamique des poussières constituant les exozodis, en comparant les résultats de mes simulations aux observations. J‘ai montré que le scénario classique de migration par PR-drag de grains provenant d’une ceinture externe froide produit trop de flux dans le moyen infrarouge en regard du proche infrarouge, et cet effet n’est pas suffisamment contrebalancé par l’accumulation proche de la distance de sublimation. En revanche, le scénario cométaire, avec un apport de matière au plus près de l’étoile, permet de modérer le flux en moyen infrarouge. Les observations peuvent être reproduites avec une dizaine de comètes kilométriques autour de chaque étoile. Le code que j’ai conçu est capable d’appréhender de nombreux effets physiques, et il est possible de tester l’influence du DDE, de la pression du vent stellaire ou encore du champ magnétique.Par mon travail, j’ai montré que la prise en compte de la dynamique des grains de poussière permet de contraindre les propriétés physiques des grains, et j’ai développé des outils numériques adaptables à de nombreux cas de figures afin de pouvoir caractériser la diversité et la complexité de la poussière observée autour des étoiles
During my thesis, I numerically simulated the dynamical behaviour of dust and small grains around stars, applied to two ranges of stellar distance : debris disks and exozodis.Concerning debris disks, I focused on the fast moving arch-like structures observed over 15 years inside the disk of AU Mic. Supposing that they all come from a single parent body and that the dust composing the arches have the same dynamics, I showed that the parent body must be closer-in than the planetesimal belt (<25 au), on a circular orbit or static with respect to the observer. Grains must be submicronic in order to explain the apparent velocity of the arches, gained by means of stellar wind pressure. Large-scale magnetic field of the star is large enough to explain the vertical extent of the arches, but require further investigations.I also developped a numerical code in order to test the dynamical origin of dust composing exozodis, to compare its results to the observations. I showed that the classical PR-drag scenario involving grains drifting inward from a distant cold parent belt produce an excess flux in mid-infrared compared to the near-infrared, unbalanced by the pile-up. The cometary scenario, by producing dust very close to the star, emits less in mid-infrared. A ten of kilometric comets can reproduce the flux levels observed around all stars. This numerical code is also able to handle the DDE, the stellar wind pressure or the magnetic field.During my work, I showed that taking into account the dust dynamics can constrain the dust physical properties. I developped adaptative numerical tools that can handle the variety and complexity of dust observed around stars

Cette thèse expose des méthodes analytiques pour étudier la dynamique des corps soumis à leurs interactions gravitationnelles mutuelles. Ces méthodes sont motivées par l'étude des systèmes planétaires extrasolaires, mais peuvent aussi s'appliquer aux systèmes stellaires multiples, ou aux populations d'étoiles autour des objets compacts qui sont au centre des galaxies. L'accent est mis sur les modèles séculaires qui permettent une simplification des équations ainsi qu'une accélération considérable des temps de calcul. Ce facteur est critique lorsqu'il faut explorer un ensemble important de conditions initiales. Nous proposons tout d'abord un modèle semi-séculaire qui permet de traiter le cas d'un système où l'un des corps est beaucoup plus proche du corps central que les autres corps, et l'appliquons au système autour de mu Arae. Le formalisme vectoriel qui est utilisé dans le reste de la thèse est introduit. La deuxième partie de ce travail est consacrée à l'étude du problème à trois corps séculaire et quadripolaire. Déjà exploré par Ferrer et Osacar (1994), c'est un problème intégrable. Nous le reformulons d'une manière qui permet de le relier simplement aux deux cas particuliers restreints intérieur (Kozai, 1962) et extérieur (Palacian, 2006). Nous utilisons cette formulation simple pour expliquer les résultats de Vérrier et Evans (2009). La dernière partie de cette thèse s'intéresse à l'ajout d'interactions de marées dans des systèmes dominés par le mécanisme de Kozai. Ce modèle est applqiué au cas de HD 80606b, qui est la planète extrasolaire la plus excentrique qui ait été avec e=0. 93
The doctoral thesis presents analytical methods to study the dynamics of systems of bodies under their mutual gravitational interactions. It is motivated by the great diversity of properties and behaviors exhibited by extrasolar planetery systems. However, the methods which we present here can also apply in other contexts such as the study of multiple stellar systems or the study of stellar populations around compact objects in the galactic center. We widely use secular models because they allow a simplification in the equations as well as a considerable speed-up in numerical computations. This last aspect is critical when a large set of initial conditions must be explored. We first derive a semi-secular model which is adapted to the study of a system where one of the bodies is much closer to the central body than the other ones. This model is illustrated on the multi-planetary system around mu Arae. The vectorial formalism used throughout this doctoral work is also introduced. The second part of this thesis studies the quadripolar and secular three-body problem. Al ready explored by Ferrer and Osacar (1994), it is an integrable problem. We give a formulation of the problem which allows it to be very easily connected to its to extreme interior (Kozai, 1962) and exterior (Palacian, 2006) cases. We use this formulation to explain the results obtained by Verrier and Evans (2009). The last part of the thesis focuses on the addition of tidal interactions in systems dominated by Kozai's mechanism. We derive a model of this situation and apply it to the case of HD 80606b which is the most eccentric extrasolar planet discovered with an eccentricity of e=0. 93

Décrypter les mécanismes et cinétiques de croissance et dissolution des minéraux dans les liquides silicatés est indispensable à la compréhension des processus magmatiques fondamentaux. La migration transcristalline des inclusions magmatiques sous l'effet d'un gradient thermique permet de quantifier une loi cinétique de croissance et dissolution du minéral hôte dans des conditions proches de celles qui prévalent le plus souvent dans la nature. L'objectif principal de ce travail de thèse était : i) d'étudier l'effet de la composition du liquide piégé sur le processus de migration dans l'olivine et ii) d'exploiter systématiquement le processus de migration afin de quantifier les lois cinétiques pour d'autres couples minéral-liquide. Lorsqu'elles sont soumises à un gradient thermique, les inclusions siliceuses (SiO2 ≥ 60pds%) piégées dans les olivines mantelliques et les inclusions basaltiques piégées dans les clinopyroxènes volcaniques migrent à travers leur hôte en direction du point chaud de la zone de travail. La migration s'effectue à une vitesse constante et, dans les olivines, sans modification de la composition du liquide piégé ; les inclusions des clinopyroxènes subissent en revanche une rééquilibration chimique transitoire en début de migration. Les cavités, subsphériques avant la migration, évoluent vers la forme en cristal-négatif du minéral hôte en cours d'expérience. L'achèvement de l'évolution morphologique nécessite un temps caractéristique gouverné par la diffusion chimique dans le liquide. La bulle de gaz exsolvé dans les inclusions n'est pas entraînée dans la migration. Elle se sépare du liquide magmatique et donne naissance à une inclusion fluide isolée au sein du cristal hôte. Les résultats expérimentaux indiquent que la migration procède par dissolution du minéral hôte à l'avant et recristallisation à l'arrière de l'inclusion. La vitesse de migration est limitée par les mécanismes à l'interface cristal-liquide, non par la diffusion chimique. Les taux de croissance et dissolution de l'olivine et du clinopyroxène que nous obtenons sont respectivement trente et quinze fois inférieurs à ceux déterminés dans une étude antérieure à partir d'expériences de migration d'inclusions basaltiques dans des olivines volcaniques. Ils obéissent cependant à la même forme de loi cinétique, qui peut être aisément transposée à des environnements de cristallisation ou de fusion naturels, similaires ou de plus faible déséquilibre. Le taux de croissance et dissolution de l'olivine lors des migrations n'a pas de lien simple avec la composition du liquide piégé ; il est peut-être aussi en grande partie contrôlé par la densité de dislocations du cristal hôte. Le phénomène de migration n'a pas été observé dans le quartz et le plagioclase pour les durées d'expériences réalisées. Il est néanmoins probable que l'absence de migration lors des expériences ne soit qu'apparente. Notamment, la prédominance de liaisons de forte énergie dans la structure du quartz et du plagioclase est susceptible de rendre les processus interfaciaux, et donc aussi la dissolution, particulièrement lente. Au cours de ce travail de thèse, l'opportunité s'est présentée d'étudier les inclusions magmatiques piégées dans les cristaux d'olivine de la pallasite Brahin. En particulier, deux familles d'inclusions ont été identifiées. La première consiste en des plans d'inclusions secondaires contenant de nombreuses chromites et des assemblages à métal-sulfure et olivine phosphorée ; la seconde correspond à des inclusions isolées renfermant pour la plupart de la stanfieldite, une bulle de gaz et de l'olivine phosphorée. Les inclusions secondaires se seraient formées suite à un choc ayant eu lieu alors que l'assemblage minéralogique actuel de Brahin était déjà formé, ou en cours de formation. En revanche, les inclusions de stanfieldite témoigneraient d'un choc prépallasitique.

Nous avons étudié plusieurs aspects dynamiques et photométriques des disques planétaires et protoplanétaires perturbés. Dans la première partie, à l'aide de modèle numérique simple, nous avons étudié l'évolution thermodynamique d'un disque protoplanétaire composé de planétésimaux subissant des collisions physiques inélastiques, au voisinage d'un embryon de planète géante (15 masses terrestres). Dès l'apparition de l'embryon, un transfert de chaleur se met en place dans le disque, augmentant fortement les vitesses relatives dans ce dernier, sur une région s'étendant sur plusieurs unités astronomiques. L'évolution de ce mécanisme transitoire a été étudiée sur des temps longs (un million d'années) et pour une vaste gamme de masses du perturbateur. C'est un mécanisme générique qui pourrait avoir profondément affecté le processus de formation des planètes, aussi bien telluriques que géantes. Les conséquences sur la formation de la ceinture d'asteroides sont discutées, ainsi que l'effet possible de la fragmentation des planétésimaux, qui n'a pu être prise en compte dans le modèle numérique. La deuxieme partie de cette thèse est une étude photométrique de l'anneau F de saturne, qui est perturbé par ses deux satellites gardiens. En étudiant un ensemble de plus de 300 images prises au télescope CFH, nous avons mis en évidence la présence de structures allongées, dont l'origine est toujours mal connue. En combinant nos données et celles du télescope spatial, nous avons établi avec précision une nouvelle orbite de l'anneau F, a 14006060 km, soit plus faible de 150 km par rapport à celle déterminée en 1980-81. Ceci pourrait être le signe qu'une importante restructuration radiale de l'anneau F a dû avoir lieu entre 1980 et 1995.

Les effets de marée qui ont lieu au sein de certains corps du Système Solaire et probablement dans un grand nombre des planètes extrasolaires détectées jusqu’à présent associent la friction visqueuse produite par la déformation cyclique de leurs enveloppes internes et éventuellement externes (atmosphère et océans) à une modification de leurs paramètres orbitaux. La dissipation d’énergie de marée étant fortement dépendante de la rhéologie et donc de la température, il existe naturellement un couplage entre ces effets et les transferts de chaleur au sein des corps planétaires. Cette thèse a été dédiée à la construction d’un modèle numérique permettant de simuler de manière cohérente la convection thermique dans un manteau planétaire compressible, à viscosité variable et soumis à un chauffage de marée hétérogène, ainsi que l’évolution orbitale du corps. Les équations de conservation pour la dynamique du manteau sont traitées via une méthode en volumes finis dans la géométrie bidimensionnelle d’anneau sphérique ; cette dernière permet d’approximer des transferts thermiques tridimensionnels sphériques en gardant des temps de calcul raisonnables. En particulier, un solveur mécanique multigrille et un schéma à haute résolution pour l’advection de la chaleur ont été implémentés. La dissipation de marée qui influence l’évolution orbitale est ensuite évaluée via une solution semi-analytique dérivée au cours de ce travail. Deux applications préliminaires sont présentées pour examiner, d’une part, l’influence de la compressibilité dans le traitement du problème de convection couplée avec la dissipation de marée et, d’autre part, l’effet de ce couplage sur l’évolution orbitale
Tidal effects that occur in some objects of the Solar System, and probably in a great part of the extrasolar planets detected so far, associate the viscous friction induced by the periodic deformation of their internal, possibly external layers (atmosphere and oceans), to a change of their orbital parameters. Since tidal dissipation strongly depends on rheology, hence on temperature, there is a natural coupling between these effects and heat transfer inside planetary bodies. This thesis was devoted to the building of a numerical model that self-consistently simulates thermal convection in a compressible mantle with variable viscosity and subjected to heterogeneous tidal heating, and the orbital evolution of the body. Conservation equations for mantle dynamics are treated by a finite volume method based on the bi-dimensional spherical annulus geometry; this approach approximates three-dimensional heat transfer while keeping moderate computational time. In particular, a multigrid mechanical solver and a high resolution advection scheme for the heat equation were implemented. The dissipation of tidal energy, which influences orbital evolution, is then computed through a semi-analytical solution derived during this work. Two preliminary applications are presented to investigate, on one hand the influence of compressibility in the treatment of the convection problem coupled with tidal dissipation and, on the other hand the effect of this coupling on orbital evolution

Le présent travail a pour sujet les alliages métalliques dans les systèmes Fe-FeS et Fe-S-Si. Les liquides dans ces systèmes ont été étudiés en fonction de la pression, de la température et de la composition chimique afin de mieux comprendre leurs propriétés structurales et physiques. Ces résultats ont été directement appliqués à la problématique de la formation et de la composition des noyaux des corps planétaires. La réalisation d'un assemblage permettant de chauffer les échantillons à plus de 1300 K et 17 GPa à l'aide de la presse Paris Edimbourg a permis de conduire une analyse structurale poussée, par diffusion in situ des rayons X, du liquide eutectique dans le système Fe-FeS. Après avoir développé une méthode fine de traitement des données, nous avons pu mettre en évidence une augmentation de la compacité du liquide avec la pression. Nous avons également montré que la structure du liquide Fe-20%pds S à 17 GPa se rapproche de celle du liquide Fe-20%pds Si à2GPa, d'où la fermeture du fossé de miscibilité Fe-S-Si à haute pression. L'évolution structurale du liquide eutectique Fe-FeS pourrait avoir une implication directe sur l'extrapolation des vitesses sismiques aux pressions du noyau terrestre. L'utilisation d'une cellule à enclumes de diamants chauffée au laser des deux côtés couplées aux rayons X a permis d'étudier le diagramme de phase Fe-FeS à 70 GPa. A ces pressions, la structure du liquide montre de fortes similitudes avec un alliage de type hexagonal compact. L'effet destructurateur du S sur la structure du fer liquide semble ainsi s'atténuer à haute pression. L'étude des liquides immiscibles dans le système Fe-S-Si par diffusion in situ des rayons X a permis de mettre en évidence une importante différence structurale entre les deux liquides. Une détermination expérimentale du fossé de miscibilité Fe-S-Si en pression et en température a été effectuée sur des échantillons trempés à l'aide d'une technique novatrice d'analyse des cartes de compositions chimiques élémentaires. Un modèle thermodynamique prédictif a également été développé afin de déterminer l'évolution de ce système à haute température

En 1977, A. N. Nekhorochev a montré que les solutions d'un système hamiltonien presque intégrable restent stables sur un temps qui est exponentiellement grand par rapport à l'inverse de la taille de la perturbation. Récemment, P. Lochak a obtenu un théorème du même type qui est essentiellement optimal. Sa démonstration, qui diffère énormément de celles qui existent, permet d'obtenir un théorème de stabilité globale semblable a celui de Nekhorochev, mais aussi des résultats améliorés au voisinage des résonances. J'ai appliqué les théorèmes de Lochak dans le cas du problème planétaire à n corps. Pour cela, il est nécessaire de déterminer, avec précision, un domaine d'analyticité complexe pour le hamiltonien du problème planétaire, ceci donne un bon cadre mathématique pour appliquer les méthodes de perturbation au problème planétaire. Enfin, les seuils d'application théorèmes obtenus ici sont considérablement plus élevés que ceux nécessaires pour appliquer les résultats analytiques antérieurs sur le même problème

Le but de ce travail est d'obtenir des résultats globaux portant sur la nature des mouvements dans le problème planétaire des trois corps (une étoile et deux planètes). L’étude de la stabilité d'un tel système est abordée suivant deux aspects distincts et complémentaires. Le premier, de nature théorique, se fonde sur une application de la théorie KAM. Après une construction totalement analytique du hamiltonien séculaire obtenue à l'aide d'un manipulateur algébrique, l'application du théorème d'Arnold élaboré en 1963 permet de montrer que presque toutes les conditions initiales conduisent à des trajectoires quasi-périodiques. Ce résultat de stabilité est valable pour des inclinaisons inferieures à un degré et de très faibles masses et excentricités planétaires. Le deuxième aspect de l'étude porte sur la description de la dynamique séculaire des couples planétaires du type Jupiter-Saturne (de masses trop élevées pour être redevables du résultat précèdent). Des méthodes numériques, telle l'analyse en fréquence, montrent que la majeure partie des trajectoires est voisine d'orbites quasi-périodiques, et ce sur un temps comparable à l’âge du système solaire. Une analyse fine (estimation du taux de diffusion) met en évidence que, même au voisinage des résonances séculaires, un tel problème reste très stable. Ainsi il semble qu'en dehors des résonances en moyen-mouvement (qui peuvent nuire considérablement à leur stabilité), les trajectoires de tels systèmes se comportent de manière fortement régulière sur une très longue échelle de temps.

Les éléments volatils comme l’hydrogène et l’azote contrôlent l'évolution des corps planétaires et de leurs atmosphères, et sont des éléments essentiels au développement de la vie sur Terre. Néanmoins, l'origine des éléments volatils et la chronologie de leur accrétion par les planètes telluriques formées au sein du système solaire interne restent un sujet de débat et de controverse en sciences planétaires. Pour répondre à ces questions, les rapports isotopiques de l'hydrogène (D/H) et de l'azote (15N/14N) sont des outils puissants pour tracer l'origine (solaire, chondritique ou cométaire) des éléments volatils piégés par les planètes telluriques. Pour contraindre l’origine(s) des éléments volatils piégés par les planètes rocheuses, nous avons donc mesuré les teneurs et les compositions isotopiques de l’hydrogène et de l’azote par microsonde ionique (LGSIMS) dans des achondrites (angrites, météorites maritennes et aubrites) qui proviennent d’astéroïdes différenciés ou de planètes qui sont considérés s’être formés dans le système solaire interne. Ces météorites conservent un enregistrement des étapes initiales de la formation de leurs corps parents et peuvent imposer des contraintes quant à l’évolution précoce des éléments volatils planétaires. L'analyse in-situ par SIMS est une technique quasi-non-destructive, qui permet de mesurer la teneur et la composition isotopique des éléments volatils de différentes phases dans des échantillons terrestres, extraterrestres et synthétiques. Le développement récent du protocole d'analyse de l'azote dans les échantillons silicatés par sonde ionique nous permet de caractériser des objets de la taille d’une dizaine de microns, tels que des inclusions vitreuses. Au cours de cette thèse, les éléments volatils ont été mesurés dans des inclusions magmatiques piégées dans des minéraux et dans les verres interstitiels. Bien que l’analyse de l’azote dans des aubrites n’a pas pu aboutir, les analyses réalisées sur des météorites martiennes et des angrites ont permis de mettre en évidence la présence de quantité importante d’eau et d’azote au sein de ces météorites et de leurs corps parent. En particulier, l’étude des angrites et plus précisément de la météorite D’Orbigny nous a permis de mettre en évidence la présence d’eau et d’azote ayant des compositions isotopiques similaires à celles des météorites primitives formées dans le système solaire externe (i.e., chondrites carbonées de type CM). Ces résultats impliquent que ces éléments volatils étaient présents ~4 millions d’années après la formation des CAIs (i.e., premiers solides à se former dans le système solaire) dans le système solaire interne et ont pu être piégés par les planètes telluriques lors de leur formation. De plus, l’analyses des météorites martiennes et plus particulièrement de Chassigny a révélé la présence d’azote ayant une composition isotopique enrichie en 15N comparée aux chondrites à enstatite et aux diamants terr estres qui sont supposés représenter la valeur la plus primitive de l’azote sur Terre
Volatile elements such as hydrogen and nitrogen control the evolution of planetary bodies and their atmospheres, and are essential elements for the development of life on Earth. Nevertheless, the origin of volatile elements and the timing of their accretion by terrestrial planets formed in the inner solar system remains a subject of debate and controversy in planetary science. To answer these questions, the isotopic ratios of hydrogen (D/H) and nitrogen (15N/14N) are powerful tools to trace the origin (solar, chondritic or cometary) of volatile elements trapped in planetary bodies. Therefore, to constrain the source(s) of volatile elements trapped in rocky planets, we analyzed hydrogen and nitrogen contents and isotopic compositions by ion microprobe (LGSIMS) in achondrites that originate from asteroids or from planets that are assumed to have formed in the inner solar system. These meteorites preserve a record of the initial stages of the formation of their parent bodies and can constrain the early evolution of planetary volatile elements. In-situ analysis by SIMS is a quasi-non-destructive technique, which permits to measure the abundance and the isotopic composition of volatile elements of different phases in terrestrial, extraterrestrial and synthetic samples. The recent development of the protocol of nitrogen analysis in silicate samples by ion probe allows us to target tens of micron- sized objects (i.e., glassy melt inclusions). Volatile elements were measured in melt inclusions trapped in minerals and in interstitial glasses. Although the analysis of nitrogen in aubrites was unsuccessful, the analysis performed on Martian meteorites and angrites revealed the presence of a large amount of water and nitrogen within these meteorites. In particular, the study of angrites and more precisely the meteorite D'Orbigny allowed us to highlight the presence of water and nitrogen having isotopic composition similar to those of the primitive meteorites formed in the outer solar system (i.e., CM-like carbonaceous chondrites). These results imply that these volatile elements must have been present in the inner solar system within the first ~4 Ma after CAI formation (i.e., the first solids to form in the solar system) and may have been trapped by the terrestrial planets during their formation. Furthermore, the analysis of Martian meteorites and more particularly of Chassigny revealed the presence of nitrogen with an isotopic composition enriched in 15N compared to enstatite chondrites and terrestrial diamonds which are believed to record the most primitive value of nitrogen on Earth

Dans le cadre des futures missions d'exploration planétaire comportant un atterrissage, la sélection d'un site d'atterrissage sécuritaire en temps réel devient une technologie de plus en plus recherchée. Celle-ci permet d'augmenter les retombées scientifiques de la mission en donnant accès à des régions à plus haut potentiel scientifique. Elle permet aussi d'accroître les chances de réussite de la mission et d'augmenter la charge utile des équipements en rendant l'atterrissage plus sécuritaire. Parmi les méthodes développées pour faire la sélection d'un site d'atterrissage, celle proposée par Andrew Johnson du Jet Propulsion Laboratory pour évaluer le degré de sécurité de sites d'atterrissage à partir d'images lidar prises pendant la descente s'avère très intéressante. Il utilise une technique nommée moindres carrées médians pour calculer la pente et la rugosité des sites d'atterrissage. Cependant, le temps de calcul exigé par cette approche la rend difficile à exécuter en temps réel. Ce mémoire de maîtrise propose l'utilisation d'un système à base de RNA (réseaux de neurones artificiels) pour faire l'approximation de la méthode des moindres carrés médians. Une architecture comportant quatre RNA a été développée afin de déterminer la pente et la rugosité d'un site d'atterrissage. Trois RNA permettent d'évaluer les paramètres du plan médian afin d'estimer ces deux propriétés du terrain. Un réseau optionnel est spécialisé pour l'évaluation des sites comportant une grande rugosité. Des modules de prétraitement et post-traitement des données sont utilisés pour améliorer la performance des réseaux de neurones et des modules d'arbitrage servent à déterminer les deux sorties du système. Une solution est aussi proposée pour présélectionner une zone d'atterrissage sécuritaire afin de réduire le nombre de sites individuels à évaluer. Plusieurs types de réseaux de neurones ont été comparés pour résoudre la problématique. Des lignes directrices ont été établies permettant de choisir les réseaux de neurones les plus efficaces pour chacun des modules en fonction du temps de calcul disponible. Le système développé permet de diminuer considérablement le temps de calcul requis pour résoudre la problématique. De plus, la solution proposée peut facilement être adaptée en fonction des objectifs de la mission spatiale.

Ce mémoire porte plus particulièrement sur la façon de traiter les données du LIDAR efficacement pour déterminer la vitesse relative de la sonde par rapport au sol. Cette technologie est directement en concurrence avec les systèmes de caméras avec altimètre ou le radar Doppler qui permettent eux aussi de déterminer la vitesse relative d'une sonde. Les avantages du LIDAR, grâce à l'apport de technologies dites d'intelligence artificielle adaptée à l'atterrissage autonome d'une sonde sur une planète, seront démontrés tout au long de ce mémoire. L'intelligence artificielle encore peu utilisée en aérospatiale semble posséder tous les atouts pour être déterminante dans les missions spatiales de demain."--résumé abrégé par UMI.

Au moins 20% des étoiles de la séquence principale abritent des disques de débris, analogues à la ceinture de Kuiper. Ces disques sont la preuve que l'accumulation de solides a au moins permis la formation de corps de taille kilométrique. Il n'est donc pas surprenant que plusieurs de ces disques soient accompagnés de planètes, qui, en laissant leur empreinte dynamique sur la structure spatiale de ces disques, révèlent leur présence. Par conséquent, la détection d'un disque de débris excentrique entourant Zeta² Ret par le télescope spatial Herschel indique la présence d'un perturbateur massif dans ce système. Zeta² Ret étant un système mature, âgé de 2-3 Gyr, et en ce sens, analogue à notre propre système solaire, il offre un exemple différent d'évolution dynamique à long terme. Cette thèse comprend une modélisation détaillée de la structure du disque de débris de Zeta² Ret, ce qui conduit à des contraintes sur la masse et l'orbite du perturbateur suspecté. Cette étude révèle également que les structures excentriques dans les disques de débris peuvent survivre sur des échelles de temps Gyr.La modélisation de disques de débris peut permettre la découverte postérieure de planètes comme c'est le cas pour le système de Fomalhaut. La forme excentrique de son disque de débris fut d'abord attribuée à Fom b, un compagnon détecté près du bord interne du disque, mais qui se révèle finalement trop excentrique (e~0.6-0.9) pour lui donner sa forme, indiquant la présence d'un autre corps massif, Fom c. Le système planétaire qui en résulte est très instable, ce qui implique une diffusion récente de Fom b sur son orbite actuelle, éventuellement par Fom c. L'étude de ce scénario révèle qu'en ayant résidé dans une résonance de moyen-mouvement interne avec une Fom c excentrique et de masse comparable à Neptune ou Saturne, Fom b aurait subi une augmentation progressive de son excentricité sur des périodes comparables à l'âge du système (~440 Myr), ce qui l'aurait amenée assez proche de Fom c pour subir une diffusion récente, qui, complétée par une évolution séculaire avec Fom c, explique sa configuration orbitale actuelle. Ce mécanisme en trois étapes pourrait également avoir généré d'importantes quantités de matériel en orbites très excentriques, ce qui en retour pourrait alimenter en poussière les parties internes du système. Par conséquent, ce mécanisme pourrait aussi expliquer la présence de ceintures de poussières internes dans le système de Fomalhaut, mais aussi la découverte d'une importante population de ceintures de poussières chaudes et massives dans les systèmes âgés de plus de 100 Myr.Les systèmes planétaires découverts jusqu'ici présentent une grande variété d'architectures, et notre système solaire est loin d'être un modèle générique. Un des principaux mécanismes déterminant la morphologie d'un système planétaire est la migration planétaire. On attend d'un compagnon stellaire - ce que notre système solaire ne possède pas - qu'il affecte les conditions de migration planétaire, et conduise potentiellement à la formation de systèmes planétaires très différents. Ce phénomène est évidemment non négligeable puisque les systèmes binaires représentent au moins la moitié des systèmes stellaires. Dans les systèmes planétaires matures, la migration planétaire peut se produire suite à l'interaction avec le matériel solide et l'impact de la binarité sur cette migration tardive est exploré dans cette thèse. Un compagnon circumstellaire pourrait inverser la tendance à la migration interne des planètes dans les systèmes stellaires simples, et rapprocher ces planètes des régions perturbées par le compagnon binaire, où elles ne pourraient pas s'être formées in situ. Cela pourrait fournir une explication à la présence de planètes qui présentent des signes de migration externe vers un compagnon circumstellaire dans les systèmes de Gamma Cephei et HD 196885
At least 20% of Main-Sequence stars are known to harbor debris disks analogs to the Kuiper Belt. These disks are proof that the accretion of solids has permitted the formation of at least km-sized bodies. It is thus not surprising that several of these disks are accompanied by planets, which may reveal themselves by setting their dynamical imprints on the spatial structure of debris disks. Therefore, the detection of an eccentric debris disk surrounding Zeta² Ret by the Herschel space telescope provides evidence for the presence of a massive perturber in this system.Zeta² Ret being a mature Gyr-old system, and in that sense, analogous to our own Solar System, it offers a different example of long-term dynamical evolution. This thesis includes a detailed modeling of the structure of the debris disk of Zeta² Ret, which leads to constraints on the mass and orbital characteristics of the putative perturber. This study also reveals that eccentric structures in debris disks can survive on Gyr timescales.Detailed modeling of the structure of debris disks can allow the posterior discovery of hidden planets as is the case for the Fomalhaut system. The eccentric shape of the debris disk observed around this star was first attributed to Fom b, a companion detected near the belt inner-edge, which revealed to be highly eccentric (e~0.6-0.9), and thus very unlikely shaping the belt. This hints at the presence of another massive body in this system, Fom c, which drives the debris disk shape. The resulting planetary system is highly unstable, which involves a recent scattering of Fom b on its current orbit, potentially with the yet undetected Fom c. This scenario is investigated in this thesis and its study reveals that by having resided in inner mean-motion resonance with a Neptune or Saturn-mass belt-shaping eccentric Fom c and therefore have suffered a gradual resonant eccentricity increase on timescales comparable to the age of the system (~440 Myr), Fom b could have been brought close enough to Fom c and suffered a recent scattering event, which, complemented by a secular evolution with Fom c, explains its current orbital configuration. This three-step scenario also implies that significant amounts of material may have been set on extremely eccentric orbits such as this of Fom b through this mechanism, which in return could feed in dust the inner parts of the system. Therefore, this mechanism may also explain the presence of inner dust belts in the Fomalhaut system, but also the discovery a significant population of very bright hot dust belts in systems older than 100 Myr.The planetary systems discovered so far exhibit a great variety of architectures, and our solar system is far from being a generic model. One of the main mechanism that determines a planetary system morphology is planetary migration. The presence of a stellar binary companion - which our solar system is deprived of - is expected to affect planetary migration conditions, and potentially lead to the formation of very different planetary systems. This phenomenon is obviously non-negligible since binary systems represent at least half of stellar systems. At late stages of planetary systems formation, planetary migration may occur as the result of interactions with remaining solid planetesimals and the impact of binarity on this planetesimal-driven migration is explored in this thesis. A stellar binary companion may in fact reverse the tendency for planets in single star systems to migrate inwards, and bring them closer to regions perturbed by the binary companion, where they could not have formed in situ. This may give an explanation for the presence of planets which present signs of outward migration towards a circumstellar companion in the Gamma Cephei and HD 196885 systems

On considère d'abord le problème de trois corps. En première approximation, il est étudié le cas d'une étoile binaire qui perturbe le mouvement d'une troisième étoile liée gravitationnellement au système, mais qui se trouve éloignée. Ces perturbations peuvent imiter le mouvement réflexe d'une étoile qui possède une planète provoquant une fausse détection planétaire par des méthodes astrométriques ou de vitesse radiale. Ensuite, on considère un problème de trois corps constitué par une étoile avec deux planètes; on étudie les perturbations produites dans ce type de systèmes et on examine leur influence dans la détection de planètes par la méthode de transits: les changements dans le temps d'arrivée du signal et dans la durée et la profondeur des transits. On étudie, du point de vue photométrique, la possibilité que des phénomènes d'activité stellaire tels que les taches puissent imiter la signature photométrique d'un transit. La forme et la taille de la diminution du flux stellaire produite par une tache est en général différente d'un transit, mais ils existent certaines configurations où les taches peuvent imiter la forme d'un transit rasant. De l'autre côté, on étudie la photométrie planétaire pour considérer non seulement la possibilité de mesurer la lumière réfléchie par une planète, sinon les phénomènes photométriques mutuels qui se produisent dans une système planète-compagnon: les éclipses et les ombres projetées sur les surfaces. Les méthodes mathématiques ainsi développés permettent d'étudier numériquement en détail la signature photométrique des transits. Finalement, une grande partie de la thèse a été dédiée à l'analyse de données fournies par la mission CoRoT consacrées à la recherche de planètes extra-solaires. Quatre fois par an, le satellite fournit dix mille courbes de lumière qu'il faut traiter pour éliminer le bruit instrumental ainsi que la variabilité stellaire. Ensuite, il faut fouiller les courbes à la recherche des transits planétaires et les caractériser pour pouvoir réaliser des observations photométriques et spectroscopiques depuis le sol et obtenir la masse de l'objet en transit. Dans les systèmes où il a été trouvé une planète, on étudie les possibles perturbations dans le temps d'arrivée du signal.

On étudie le cas d'une étoile binaire qui perturbe le mouvement d'une troisième étoile éloignée mais liée gravitationnellement au système. Ces perturbations peuvent imiter le mouvement réflexe d'une étoile qui possède une planète provoquant une fausse détection planétaire. Ensuite, on considère un problème de trois corps constitué par une étoile avec deux planètes ; on étudie les perturbations produites dans ce type de systèmes et on examine leur influence dans la détection de planètes par la méthode de transits : les changements dans le temps d'arrivée du signal et dans la durée et la profondeur des transits. On étudie la possibilité que des phénomènes d'activité stellaire tels que les tâches puissent imiter la signature photométrique d'un transit. On étudie la photométrie planétaire : la lumière réfléchie par une planète et les phénomènes photométriques mutuels qui se produisent dans une système planète-compagnon : les éclipses et les ombres projetées sur les surfaces. Les méthodes mathématiques ainsi développées permettent d'étudier numériquement en détail la signature photométrique des transits. Finalement, on analyse les données fournies par la mission CoRoT. Quatre fois par an, le satellite fournit dix mille courbes de lumière qu'il faut traiter pour éliminer le bruit instrumental et la variabilité stellaire. Ensuite, il faut fouiller les courbes à la recherche des transits planétaires et les caractériser pour pouvoir réaliser des observations complémentaires depuis le sol et obtenir la masse de l'objet en transit. Dans les systèmes où il a été trouvé une planète, on étudie les possibles perturbations dans le temps d'arrivée du signal
The first part of this thesis considers the three body problem. In a first approximation of the hierarchical restricted three body problem, it is studied the motion of a star gravitationally linked to a distant binary. This perturbation can mimic the reflex motion of a star caused by a planet, provoking a false detection by astrometric or radial velocity methods. Then, in the case of a multiple planet system, the perturbations in the time of arrival of the transit signals as well as their influence in the planetary detection are considered. Next, the photometric signal produced by a stellar spot is analyzed to recognize its differences with planetary transits : in some configurations spots can produce a similar signal. The techniques developed are applied to the study of planetary photometry. In particular, the mutual phenomena between a planet and a satellite (occultations and projections of shadows) are examined and the detailed analysis of the signal of a transit. Finally, an important part of the thesis has been devoted to the analysis of the data supplied by the mission CoRoT, committed to the search for extrasolar planets. Four times a year, the satellite furnishes ten thousand light-curves that must be filtered of instrumental noise and stellar activity prior to the search for planetary signals. Eventually, the candidates are followed photometrically and spectroscopically from ground to determine their mass. In the systems where a planet has been found, the time of arrival of the transits is studied looking for the perturbations described in the first part of the thesis