Literatura académica sobre el tema "Disques protoplanétaires – Modèles mathématiques"

Un récent changement dans le paradigme de modélisation des disques protoplanétaires privilégie le transport de moment cinétique à travers des vents de disque magnétiquement entraînés plutôt que de l'accrétion turbulente sur l'étoile centrale. Ce modèle maintient des niveaux de viscosité très faibles dans le plan médian du disque, ce qui pourrait avoir de fortes conséquences sur notre compréhension de la formation des systèmes planétaires. Au cours des 30 dernières années, les études sur la migration planétaire se sont principalement concentrées sur les disques très visqueux. Le travail de cette thèse examine comment une faible viscosité influence la migration de multiples planètes géantes. Dans la première partie, nous étudions la migration de paires de géantes gazeuses. Nos résultats montrent un comportement de migration très différent pour Jupiter et Saturne par rapport aux disques à haute viscosité. Précédemment en résonance de mouvement moyen 3:2 et en migration vers l'extérieur, elles sont maintenant dans une résonance 2:1 et migrent vers l'intérieur. L'étude inclut une vaste exploration des paramètres, dont la masse de la planète externe, validant ainsi nos résultats selon lesquels la résonance 2:1 n'est jamais franchie, entraînant probablement une migration vers l'intérieur. Dans la deuxième partie de cette thèse, nous élargissons notre étude initiale en ajoutant Uranus et Neptune au système pour explorer quelles chaînes résonantes peuvent se former à faible viscosité. Construire des chaînes résonantes stables se révèle difficile en raison des sillons plus larges et plus profonds creusés par les planètes dans un disque à la faible viscosité, réduisant ainsi les effets d'amortissement sur les résonances et affaiblissant leur stabilité. Malgré ces défis, nous obtenons cinq chaînes résonantes stables de quatre ou cinq planètes, pour deux différentes épaisseurs de disque. Nous trouvons également que dans un disque mince (donc froid), les quatre géantes inversent leur migration vers l'extérieur. Nous avons ensuite étudié si ces chaînes pourraient servir de conditions initiales au Modèle de Nice -- une instabilité des planètes géantes se produisant après la dispersion du disque de gaz. À travers une étude statistique de simulations N-corps, nous constatons que les chaînes formées dans des disques froids produisent un taux de réussite de ~1% pour reproduire le Système Solaire actuel, tandis que celles formées dans un disque plus épais sont trop stables et incapable de reproduire le Modèle de Nice. Ce taux de réussite est évalué en fonction de quatre critères conçus pour correspondre aux caractéristiques du Système actuel. Un taux de réussite de ~1% est conforme à la littérature sur le modèle Nice et suffit à expliquer notre système unique. Nous concluons que le Système Solaire aurait pu émerger d'un disque à faible viscosité, à condition que le disque ait été froid et que le disque de planétésimaux ait été massif. Cette étude offre la première analyse dynamique cohérente des planètes géantes du Système Solaire, de leur migration au modèle de Nice.Enfin, à ce jour un seul disque protoplanétaire a été observé avec deux protoplanètes à l'intérieur: PDS 70. Les deux géantes de ce système semblent être proches de la résonance 2:1. Il serait intéressant de comparer nos résultats avec ce système.Cependant, les observations des disques protoplanétaires montrent surtout la poussière dans les disques. Par conséquent, pour comparer efficacement nos simulations numériques avec des systèmes observés, il est crucial d'incorporer la poussière dans nos modèles. Dans le but de modéliser le système PDS 70, nous avons commencé l'intégration des poussières dans nos simulations initiales. Ce projet vise à évaluer si un disque de faible viscosité peut reproduire avec précision à la fois l'évolution dynamique des deux planètes de PDS 70 ainsi que la structure de la poussière observée dans le système
A paradigm shift in protoplanetary disc (PPD) modelling has recently occurred, favoring magnetically-driven disc winds in the upper layers over turbulence-driven accretion onto the central star. In this model, the disc's midplane would maintain very low viscosity levels. This shift in paradigm could have significant implications for planetary system formation. Over the past 30 years, the literature on planet-disc interactions has mostly considered highly viscous discs. This thesis investigates how a low-viscosity midplane influences the migration of multiple giant planets.In the first part of this thesis, we examine the migration of pairs of giant planets. Our results show a profoundly different migration behaviour of Jupiter and Saturn compared to that in a high-viscosity disc.Previously locked in a 3:2 mean motion resonance (MMR) and migrating outwards, we find them locked in a 2:1 MMR and migrating inwards. The study covers a wide parameter space, including the mass of the outer planet, which validates the robustness of our result. For any pair featuring an inner planet of Jupiter's mass, the 2:1 MMR is never crossed, resulting most likely in inward migration.In the second part of this thesis, we expand upon our initial study by adding Uranus and Neptune in the system. The aim of this project was to explore what resonant chains of multiple giant planets can form in a low-viscosity disc, and whether these configurations can evolve into forming the Solar System in the post gas disc phase. First, we find that building stable resonant chains of giant planets in a low-viscosity disc is quite challenging. Lower viscosity results in wider and deeper gaps opened by the giant planets, which reduces the disc's damping effect. Consequently, when planets enter a resonance, the resonant angle stays closer to circulation, weakening the chain. Despite these challenges, our exploration of numerous configurations revealed five stable resonant chains of four or five planets for two different disc thicknesses.Additionally, we discovered that in a thin (and thus cold) PPD, the four giant planets reverse their migration direction and move outwards. We then investigated whether these resonant chains could serve as initial conditions for the Nice Model -- a giant planet instability phase occurring after the gas disc dispersal.Through a statistical study of N-Body simulations, we found that chains formed in cold PPDs yield about a 1% success rate in reproducing the current Solar System, whereas those formed in a thicker disc are highly stable and do not replicate the Nice Model. This success rate is assessed against four criteria designed to match features of today's Solar System. A 1% success aligns with the Nice Model literature, and is sufficient to explain our uncommon system. We conclude that the Solar System could have emerged from a low-viscosity disc, provided the disc was cold and the leftover planetesimal disc was massive.This work presents the first fully consistent dynamical study of the giant planets in the Solar System, covering their migration in the protoplanetary disc up to the Nice Model instability.Finally, the only system with multiple protoplanets observed in a protoplanetary disc to date, PDS 70, has two giant planets located near the 2:1 MMR. It is compelling to compare these findings with those from the first part of this thesis. However, observations of protoplanetary discs trace the dust component of the disc. Therefore, to effectively compare numerical simulations with observed systems, it is crucial to incorporate dust into the numerical models. In an effort to replicate the PDS 70 system, we have begun integrating dust into our simulations from our initial work. This project aims to assess whether a low-viscosity disc can accurately reproduce both the dynamical evolution of the two planets in PDS 70 and the observed dust structure in the system

La détection récente des exoplanètes a fourni un formidable laboratoire d'expérimentation des théories de formation et d'évolution planétaire. Un résultat troublant est la proportion de planètes géantes situées plus près de leur étoile que ne l'est Mercure de notre Soleil! Si, comme il est admis, ces planètes se sont formées à plus grande distance de l'étoile dans le disque protoplanétaire, il reste à expliquer comment elles ont pu s'en rapprocher. Remarquablement, une telle théorie est apparue bien avant la découverte de la première exoplanète. Elle explique que sous l'interaction avec le disque protoplanétaire, les planètes se rapprochent de leur étoile en spiralant. On parle de migration planétaire. De nombreuses études ont montré que le temps de migration des planètes de faible masse est bien plus court que le temps de dissipation du disque. Toutes les planètes devraient avoir migré jusqu'à leur étoile! Ce qui est déjà remis en cause par notre Système Solaire. Afin d'inscrire la migration planétaire dans un scénario prédictif de formation et d'évolution planétaire, il est primordial d'affiner notre compréhension de l'interaction disque-planète. La prise en compte de l'auto-gravité du disque est un exemple de progrès en ce sens. Je montre que négliger l'auto-gravité conduit à surestimer significativement le couple différentiel de Lindblad. Une autre branche explorée dans cette thèse est l'impact des processus thermiques sur la migration. Je montre que l'évolution thermodynamique du disque génère une contribution supplémentaire au couple de corotation, capable de ralentir considérablement, voire de renverser, la migration des planètes de faible masse.

La détection récente des exoplanètes a fourni un formidable laboratoire d'expérimentation des théories de formation et d'évolution planétaire. Un résultat troublant est la proportion de planètes géantes situées plus près de leur étoile que ne l'est Mercure de notre Soleil! Si, comme il est admis, ces planètes se sont formées à plus grande distance de l'étoile dans le disque protoplanétaire, il reste à expliquer comment elles ont pu s'en rapprocher. Remarquablement, une telle théorie est apparue bien avant la découverte de la première exoplanète. Elle explique que sous l'interaction avec le disque protoplanétaire, les planètes se rapprochent de leur étoile en spiralant. On parle de migration planétaire. De nombreuses études ont montré que le temps de migration des planètes de faible masse est bien plus court que le temps de dissipation du disque. Toutes les planètes devraient avoir migré jusqu'à leur étoile! Ce qui est déjà remis en cause par notre Système Solaire. Afin d'inscrire la migration planétaire dans un scénario prédictif de formation et d'évolution planétaire, il est primordial d'affiner notre compréhension de l'interaction disque-planète. La prise en compte de l'auto-gravité du disque est un exemple de progrès en ce sens. Je montre que négliger l'auto-gravité conduit à surestimer significativement le couple différentiel de Lindblad. Une autre branche explorée dans cette thèse est l'impact des processus thermiques sur la migration. Je montre que l'évolution thermodynamique du disque génère une contribution supplémentaire au couple de corotation, capable de ralentir considérablement, voire de renverser, la migration des planètes de faible masse
The recent detection of extrasolar planets has provided an exciting opportunity to test our theories of planet formation and evolution. An impressive result is the significant proportion of giant planets located much closer to their star than Mercury is from our own Sun! These planets should have formed further out in the protoplanetary disc, thus one needs to explain how they could move closer to their host star. Remarkably enough, such an explanation was proposed well before the discovery of the first exoplanet. It considered the interaction between a planet and the protoplanetary disc, which leads to a decrease of the planet's semi-major axis. This is known as planetary migration. Many studies have shown that the migration timescale of low-mass planets is much shorter than the lifetime of the disc. All planets should therefore have migrated to the vicinity of their host star! This is at least in contradiction with the locations of the planets in our Solar System. In order to elaborate predictive scenarios of planet formation and evolution, it is of primary interest to refine our understanding of disc-planet interactions. The inclusion of the disc self-gravity is an illustration of this. With analytical and numerical arguments, I show that discarding the self-gravity leads to a significant overestimate of the differential Lindblad torque for migrating low-mass planets. Another aspect explored in this thesis is the impact of the gas thermodynamics on migration. I show that the thermodynamic evolution of the disc induces an additional contribution to the corotation torque, which may dramatically slow down or even reverse the migration of low-mass planets

Pour cette thèse, nous avons été intéressé par les effets de la cavité magnétique et les effets de marées stellaires sur nos modèles de populations de synthèses planétaires. La cavité magnétique a été proposé comme un mécanisme important de la formation planétaire, en cela qu'elle peut stopper la migration radiale de la planète vers l'étoile (Lin et al. 1995). Dans ce travail on a modifié l'équation de diffusion pour l'évolution radiale de la densité de surface du disque de gas (1D), afin de tenir compte de l'effet du couple magnétique sur le disque (Armitage et al. 1999). D'autre part les effets de marées ont été inclus par un modèle analytique (Benitez-Llambay et al. 2011). Pour ce travail, on a utilisé le modèle de formation planétaire de Bern (Mordasini et al 2009a), auquel nous avons inclus ces deux effets. Enfin, nous avons comparé la distribution orbitale synthétique à la distribution orbitale observée par Kepler (Howard et al. 2012).Finalement, un dernier chapitre traite un sujet différent du reste de la thèse. Nous avons testé l'accrétion de pebbles (ou "pebble mechanism") dans le modèle de formation de Bern. Ce chapitre, est en fait un premier pas vers un modèle plus complet. Cependant, nous avons montré que l'implémentation numérique fonctionne bien
In this thesis, we have been interested on the effects of the magnetic cavity and the stellar tides in synthetic planet population. The magnetic cavity is thought be important at the formation phase since it can truncates the gaseous disk and potentially stops the inward migration of planets (Lin et al. 1995). In this work we modified the standard radial viscous equation in order to take into account the effect of the magnetic torque on the gaseous disk (Armitage et al. 1999). Moreover, the stellar tides have been included in an analytical way as in (Bénitez-Llambay et al. 2011). For this work, we used the planetary model of Bern (Mordasini et al. 2012) at which we included both effects. The end of the thesis compare the synthetic orbital distribution with the orbital distribution observed by Kepler (Howard et al. 2012).Finally, a last chapter treats a topic different than the rest of the thesis. We tested the so called pebble mechanism (Ormel&Klahr2010) in the planetary formation model of Bern. So far, this chapter is a first step to a more complete model. However, we show that the numerical implementation is working well

Cette etude est une contribution a l'etablissement d'une procedure d'aide au dimensionnement et a l'extrapolation des colonnes d'extraction par solvant pulsees munies d'un garnissage a disques et couronnes. Elle est fondee sur l'exploitation de codes de calcul de mecanique des fluides. La predetermination a l'echelle locale des structures de l'ecoulement monophasique doit permettre d'une part d'apprehender le comportement d'une phase dispersee circulant a contre courant dans un tel champ hydrodynamique et d'autre part d'etablir des correlations pertinentes entre les caracteristiques globales de fonctionnement, telle que perte de charge ou melange axial, et les conditions operatoires et la geometrie de la colonne. L'etude numerique a porte sur la prediction en regime oscillant des grandeurs de l'ecoulement turbulent instationnaire (champ moyen, energie cinetique turbulente, taux de dissipation turbulente,) et de la dispersion d'un traceur au sein de cet ecoulement. C'est aussi un moyen d'etablir des dts numeriques. Les evolutions au cours du temps et sur un cycle de pulsation de l'ensemble de ces parametres en fonction de l'amplitude et de la frequence de pulsation, de l' espacement entre disque et couronne, de la transparence du garnissage sont presentees et discutees en detail. Les simulations sont effectuees a l'aide du code de calcul estet couple a un modele de turbulence -, pour vingt quatre combinaisons differentes des parametres geometriques et de pulsation. Les resultats numeriques s'accordent bien avec les resultats experimentaux issus de la litterature

Au delà du rayon optique s'étend le disque externe. Ce réservoir de matière susceptible de former des étoiles est mal connu. Les étoiles se formant dans les nuages moléculaires, il est important de connaître la quantité de gaz moléculaire dans le disque externe pour comprendre la formation d'étoiles observée loin dans le disque de certaines spirales par le satellite GALEX. De plus les grands relevés de galaxies montrent une évolution de la densité de formation d'étoiles jusqu'à un redshift de 1. L'augmentation de la formation d'étoiles est telle que la conversion de gaz en étoiles doit, semble-t-il, être plus efficace que dans l'Univers local. Ces galaxies lointaines sont caractérisées par une faible métallicité, une couleur bleue et sont riches en gaz mais apparaissent comme des objets ponctuels. M 33, dans le Groupe Local, partage ces caractéristiques et nous avons la résolution spatiale suffisante pour isoler les nuages individuels et étudier la formation stellaire et le milieu interstellaire dans cet environnement de plus près. Nos observations montrent la présence de gaz moléculaire au delà du rayon optique de M 33, et pour la première fois nous avons détecté l'émission 13(en exposant) CO dans le disque externe d'une galaxie. L'émission moléculaire est globalement bien corrélée avec les différents traceurs du milieu interstellaire, à l'exception d'un nuage situé dans une région inter-bras. La détection de ces nuages montre que la formation du gaz moléculaire a lieu même dans les régions de faible métallicité et où la densité d'étoiles est faible comparée à la densité de gaz. A l'aide de nos observations nous pouvons poser des contraintes sur le taus de conversion CO-H2(en indice) et donc donner une estimation de la masse. L'efficacité de formation d'étoiles, ou taux de formation d'étoiles par unité de masse de gaz moléculaire, est 10 fois plus élevée dans M 33 que dans les galaxies de l'Univers Local. Ainsi M 33 partage une propriété de plus avec les galaxies à redshift intermédiaire. Il faut connaître la température de la poussière pour estimer la masse de gaz. Dans le disque externe où le champ de rayonnement est faible, de la poussière a été observée dans certaines galaxies. Nous avons mis au point un modèle de transfert de rayonnement reproduisant les brillances de l'UV à l'IR proche et calculant la distribution de la température de la poussière dans le disque d'une galaxie spirale.

L’objectif de ce travail est la quantification et la modélisation du transfert d’oxygène en condition de relativement faible oxygénation afin de contribuer à la sélectivité et à l’intensification des performances des bioprocédés concernés. Les travaux expérimentaux et numériques sont réalisés avec un système modèle, air-eau, dans un bioréacteur à disques rotatifs, destiné à la production de bio-pesticides. Le coefficient volumique de transfert d’oxygène (KLa) est déterminé à l’aide de la méthode dynamique dans l’eau pure, sous conditions hydrodynamiques similaires à celles utilisées durant une bio-production de bio-pesticides par fermentation. Des modèles empiriques basés sur l’analyse dimensionnelle sont proposés pour prédire le KLa. Il est notamment observé que le modèle qui tient compte du volume du film aqueux sur les surfaces des disques semble plus pertinent car les écarts entre les valeurs expérimentales et calculées sont faibles pour les différentes conditions opératoires étudiées. Les limites des modèles empiriques du transfert d’oxygène sont discutées, et des nouvelles voies d’investigation sont proposées, parmi lesquelles l’étude numérique. Un modèle de transfert couplant la diffusion et la convection est proposé. Ce modèle prend en compte la variation de l’épaisseur du film aqueux formé sur le disque et le niveau d’immersion du disque dans le volume liquide. Le modèle permet de suivre le degré de saturation du film, ainsi que l’évolution de la concentration durant la rotation du disque et ceci à différentes profondeurs du film et différentes vitesses de rotation des disques. Le modèle est modifié pour décrire le transfert d’oxygène pour un disque immergé à moins de 50%. Les prédictions du modèle sont en accord avec des résultats de la littérature
This work aims to quantify and to model the oxygen transfer in bubbles-less production with an objective of intensification of bioprocess performances and selectivity. Lab- and numeric works are achieved in model system air-water, in a rotating biological contactor suitable for bio-pesticides productions. The oxygen transfer coefficient is determined using dynamic method at conditions, similar to those used in bio-production of bio-pesticides by fermentation. To predict the oxygen mass transfer coefficient (KLa) empirical models based on dimensional analysis are proposed. The model based on the volume of the liquid film formed on the on the rotating discs, seems more appropriate since, at various studied experimental conditions, the obtained results are close to experimental ones. Limits of empirical mass transfer models are discussed and new areas of investigation are proposed, namely the numeric modeling. A convective-diffusion model has been suggested. The model takes into account the variation of the film thickness on the disc surface and the level of immersion of the disc in the volume of liquid phase. The model provide the degree of the film saturation, as well as the concentration evolution during one rotation of the disk for a different depths of the film and for different rotation velocities. The same model is modified to describe the oxygen transfer in the case when the disc immersion is less than 50%. The model predictions are in agreement with results from the literature

Le mal de dos est considéré comme la première source de douleurs chroniques dans les pays développés. Bien que l'origine exacte de la douleur reste incertaine, on trouve souvent une corrélation avec le disque intervertébral. Comprendre la réponse de ce tissu mou est nécessaire pour améliorer les traitements et prévenir la douleur. L'objectif de ce travail de thèse est d'apporter une meilleurecompréhension des différents couplages entre l'environnement biochimique, la microstructure et le comportement biomécanique. Des observations expérimentales sont reportées à l'échelle de l'unité vertèbre-disque-vertèbre et à l'échelle de l'anneau fibreux. Un nouveau modèle chemo-mécanique est mathématique formulé et incorporé dans un code informatique afin, d'une part, de mieux comprendreles couplages et, d'autre part, de reproduire la mécanique de l'u nité. Une extension au couplage chemo-mécano-biologique permet d'envisager une meilleu re compréhension des mécanismes de dégénérescence
Back pain is considered the first source of chronic pain in developed countries. Although the exact origin of the pain remains uncertain, there is often a correlation with the interve1tebral dise. Understanding the response of this soft tissue is necessary to improve treatments and prevent pain. The objective of this thesis is to provide a better understanding of the different couplings between thebiochemical environment, the microstructure and the biomechanical behavior. Experimental observations are reported at the level of the vertebra-disc-vertebra unit and at the level of the annulus fibrosu s. A new chemo-mechanical model is mathematical formulated and incorporated into a computer code in order to better understand the couplings and to reproduce the mechanics of the unit. An extension to chemo-mechano-biological coupling makes it possible to envisage a better understanding of the degeneration mechanisms

Ce travail se situe dans le cadre des recherches du laboratoire sur un procédé d'extraction et desextraction, qui implique trois phases liquides, deux phases aqueuses et une phase organique. La faisabilité d'un tel procédé passe par le choix de la phase organique et par l'étude des équilibres mis en jeu lors du processus d'extraction.Le principal objectif concerne : la récupération et la concentration de phénol contenu dans une solution aqueuse, en utilisant un pertracteur à disques tournants alternatifs en régime batch, semi-batch et continu. Par un mécanisme du transfert de matière entre les phases, le phénol passe de la phase aqueuse d'alimentation vers la phase organique puis de la phase organique vers la phase aqueuse réceptrice.La faisabilité de la méthode est testée en mode fermé. Nous étudions l'influence de certains paramètres : tels que la concentration du phénol, la variation de pH de la phase d'alimentation, la vitesse de rotation des disques et le volume de la phase organique, sur l'évolution du transfert du phénol entre les phases. Une solution aqueuse à pH 2, ayant une concentration en phénol égale à 50, 100 ou 300 mg.L-1, est mise en contact avec de l'huile de colza, qui est elle-même en contact avec une solution aqueuse à pH 13. Les résultats montrent qu'au bout de six heures de fonctionnement, 70% à 99% du phénol contenu initialement dans la solution aqueuse à pH 2, se trouve dans la phase aqueuse à pH 13.Afin de récupérer et de concentrer le phénol dans la phase réceptrice, nous avons réalisé des expériences dans le pertracteur fonctionnant en mode semi-ouvert et en mode ouvert.En système semi-ouvert, l'influence de trois paramètres est étudiée : la concentration initiale de phénol, la vitesse de rotation des disques et le débit de la phase d'alimentation. En système ouvert, seul l'influence du débit à la phase aqueuse est analysée. Enfin, grâce à la modélisation basée sur la théorie du double film, nous avons estimé l'ordre de grandeur des coefficients de transferts de matière partiels pour différentes vitesses de rotation en système fermé.

L’Informatique "verte" est très importante de nos jours. Parmi les raisons principales, nous pouvons mentionner le rôle majeur des centres de données qui consomment autant que 180 000 foyers en électricité. Associé aux préoccupations énergétiques, cet enjeu représente un challenge technologique et sociétal de premier ordre. Des watt-mètres sont actuellement utilisés et partagés pour récupérer un ensemble agrégé de rapports énergétiques sur plusieurs heures ou minutes. Cependant, pour améliorer l’efficacité énergétique des logiciels, nous devons dépasser ces limitations et proposer des estimations plus fines. Particulièrement, la communauté considère le CPU comme étant le composant le plus énergivore et est donc largement considéré lors de la modélisation énergétique de système. Des dizaines de modèles de consommation ont déjà été proposées pour prendre en compte la grande diversité et la complexité grandissante des CPUs. Dans cette thèse, nous proposons PowerAPI pour apprendre automatiquement les modèles de consommation et construire des watt-mètres logiciels permettant des estimations précises sur des architectures modernes. Avec l’émergence de l’Informatique dématérialisée, nous avons développé BitWatts et WattsKit pour pousser l’utilisation d’estimations énergétiques à grain fin au sein de VMs ou clusters. Un niveau encore plus fin peut être requis pour mieux évaluer l’efficacité d’optimisations logicielles et nous proposons donc codEnergy pour aider à mieux comprendre comment l’énergie est consommée par un logiciel. Nous démontrons aussi dans cette thèse l’utilité de PowerAPI pour mieux comprendre les consommations logicielles sur les architectures modernes
Energy-efficient computing is becoming increasingly important. Among the reasons, one can mention the massive consumption of large data centers that consume as much as 180,000 homes. This trend, combined with environmental concerns, makes energy efficiency a prime technological and societal challenge. Currently, widely used power distribution units (PDUs) are often shared amongst nodes to deliver aggregated power consumption reports, in the range of hours and minutes. However, in order to improve the energy efficiency of software systems, we need to support process-level power estimation in real-time, which goes beyond the capacity of a PDUs. In particular, the CPU is considered by the research community as the major power consumer within a node and draws attention while trying to model the system power consumption. Over the last few years, a dozen of ad hoc power models have been proposed to cope with the wide diversity and the growing complexity of modern CPU architectures. In this thesis, we rather propose PowerAPI for learning power models and building software-defined power meters that provide accurate power estimation on modern architectures. With the emergence of cloud computing, we propose BitWatts and WattsKit for leveraging software power estimation in VMs and clusters. A finer level of estimation may be required to further evaluate the effectiveness of the software optimizations and we therefore propose codEnergy for helping developers to understand how the energy is really consumed by a software. We deeply assessed all above approaches, thus demonstrating the usefulness of PowerAPI to better understand the software power consumption on modern architectures