Letteratura scientifica selezionata sul tema "Abondaces chimiques"

Une étude microbiologique et chimique a été menée pendant un an sur les eaux de sources et de puits de Yaoundé (Cameroun). Les analyses microbiologiques ont été faites suivant la technique des membranes filtrantes, et les analyses chimiques, suivant les techniques analytiques usuelles. Les abondances maximales mensuelles de Pseudomonas aeruginosa et de Aeromonas hydrophila varient respectivement de 1 à 22x103 UFC.100 ml-1 d'eau, et de 1 à 7,8x103 UFC.100 ml-1. Ces abondances bactériennes subissent d'amples fluctuations spatio-temporelles. Les eaux de sources et de puits analysées sont faiblement bicarbonatées, douces et présentent une minéralisation faible à moyenne. Le pH varie de 3 à 5 et les concentrations en CO2 dissous, de 300 à 532 mg.l-1. Un bon nombre des caractéristiques chimiques de ces eaux est relativement stable au cours du temps, en dépit des fluctuations spatiales apparentes. Le degré de corrélation entre les paramètres chimiques et la dynamique d'abondance des bactéries isolées, est hétérogène. Cela est nettement plus marqué dans les eaux de puits, en raison des conséquences de l'exploitation humaine de ces eaux, à l'origine d'apports allochtones divers.

La mesure du spectre de pulsations d’une étoile permet d’obtenir des informations sur les processus physiques qui régissent sa structure et son évolution. La révision récente des abondances chimiques solaires entraîne un désaccord entre le modèle stellaire standard et les mesures d’hélio-sismologie. L’opacité du fer a été mesurée en laboratoire, dans des conditions proches de celles de l’interface entre les zones radiative et convective du Soleil. Les opacités déduites des mesures sont, dans une gamme spectrale allant de 7 à 12,7 Å, de 30 à 400 % supérieures aux calculs, ce qui tend à réconcilier mesures hélio-sismiques et prédictions du modèle standard, mais demeure une énigme pour les théoriciens.

ResumeL'étude concerne 225 échantillons d'âge Jurassique à actuel de l'Océan Atlantique. La comparaison de l'abondance des smectites lattées, estimée sur micrographies électroniques, et de divers paramètres des sédiments, apporte des informations nouvelles sur la genèse et la signification de ces minéraux dans des sédiments non volcanoclastiques et non remainés. L'élaboration des smectites lattées par recristallisation diagénétique de smectites détritiques est favorisée lorsque la microperméabilité du sédiment est réduite (argiles fibreuses et particules calcaires, surtout les foraminifères, peu abondantes); lorsque les échanges chimiques à bilan constant avec le milieu interstitiel sont facilités (smectites abondantes) et lorsque la vitesse de dépôt est faible à moyenne. Dans les autres cas, la recristallisation de smectites lattées est très réduite ou absente. L'identification de ces minéraux dans les sédiments permet de préciser les conditions paléogéographiques de dépôt. La rareté des smectites lattées au Plio—Quaternaire pourrait être liée à l'extension des grands refroidissements mondiaux du climat.

Le présent travail porte sur l'étude du régime alimentaire de deux souches de truites arc-en-ciel : la souche marocaine issue de croisements de truites arc-en-ciel en provenance d'Europe et d'Amérique du nord et la souche bulgare introduite au Maroc en 1987. Les milieux d'étude sont deux plans d'eau du Moyen-Atlas marocain (Amghass I et Amghass II) présentant des eaux de bonne qualité physique et chimique et une diversité biologique (invertébrés) assez importante. Afin de déterminer les préférences alimentaires de ces deux souches nous avons évalué : le spectre alimentaire, déterminé par les abondances relatives, les coefficients d'occurrence des proies ingérées, l'indice alimentaire de Lauzanne pour les différentes catégories de proies et l'intensité de prédation des truites. Les résultats ont montré une similitude au niveau des régimes alimentaires des deux souches caractérisés par une nette préférence pour les larves et nymphes d'Insectes considérées comme proies essentielles.

L'investigation hydrogéochimique des eaux de la nappe phréatique de la basse vallée de Medjerda a permis de préciser les conditions d'acquisition de la charge saline des eaux dans un contexte méditerranéen. En effet, la chimie des éléments majeurs a montré que la minéralisation des eaux souterraines est contrôlée principalement par la dissolution des minéraux évaporitiques, la dédolomitisation et les échanges de base avec les argiles, relativement abondants dans les environnements semi-arides à arides. D'autre part, l'utilisation excessive des engrais chimiques est à l'origine de la contamination des eaux par les fortes teneurs en nitrates en relation avec le phénomène de retour des eaux d'irrigation. Par ailleurs, l'utilisation d'autres paramètres tels que la salinité traduite par la conductivité électrique et le SAR (indice d'adsorption du sodium, aussi appelé pouvoir alcalinisant) ont permis de déterminer l'aptitude des eaux étudiées à l'irrigation. Ces deux paramètres ont montré, généralement, une dégradation de la qualité des eaux pour l'irrigation et par conséquent un risque de salinisation des sols.

L’étude porte sur la caractérisation physico-chimique des matières premières argileuses de la carrière de Thicky. Nous avons fait une étude géotechnique, minéralogique, chimique et microscopique de la latérite et de l’argile de Thicky. Les résultats de l’analyse granulométrique de nos matières premières indiquent que l'argile de Thicky est composée principalement d'une fraction de 45% d'argile, 47% de limon et 8 % de sable. La latérite est composée de 8% d'argile, 20 % de limon et 72% de sable. L’analyse minéralogique par diffraction des rayons X (DRX) révèle que notre argile est constituée principalement de quartz (Q), de kaolinite (K), d’illite (I) et de calcite (C) alors que la latérite est constituée de quartz (Q), de kaolinite (K), d’hématite (H) et de calcite (C). Les résultats de la composition chimique montrent que les oxydes les plus abondants dans nos deux matières premières sont SiO₂, Al2O3 et Fe₂O₃ alors que K₂O, CaO, MgO, Na2O, TiO₂ et P₂O₅ ne sont présents qu'en petites quantités. La spectroscopie infrarouge révèle la présence des bandes d’absorption relativement larges localisées vers 3500 cm^-1 qui sont liées à des phyllosilicates tels que la kaolinite ou l’illite. L’observation microscopique des échantillons d’argile et de latérite montre que la texture est relativement compacte, formée de plusieurs feuillets plans superposés avec un désordre turbostratique.

Soixante deux exploitations laitières des Alpes du Nord ont fait l’objet d’une enquête détaillée concernant à la fois la structure de l’exploitation et du troupeau, la qualité des fourrages et les pratiques alimentaires hivernales et estivales. Ces données ont permis d’analyser les variations de la composition chimique du lait d’une exploitation à l’autre, et en particulier du rapport taux butyreux/taux protéique. Celui-ci a présenté des variations très importantes d’une exploitation à l’autre et d’un mois à l’autre. Selon les exploitations, ces variations sont dues surtout à celles du taux butyreux (cas le plus fréquent), ou plutôt à celles du taux protéique. Les différences de niveau de ce rapport d’une exploitation à l’autre sont difficiles à expliquer par les seules données disponibles : en particulier, compte tenu du type des vaches présentes (Abondance, Tarine et Montbéliarde), l’effet de la race ne semble pas prépondérant. Ce sont les exploitations qui maîtrisent le mieux l’alimentation hivernale et estivale des animaux (et qui présentent par ailleurs des effectifs importants et stables au cours de l’année) qui ont présenté les rapports les plus stables au cours de l’année.

La valeur pastorale des parcelles de jachères soudaniennes a été établie dans le terroir de Saré Yéro Bana, en Haute Casamance, en étudiant le spectre fourrager et l’indice global de qualité des terres de parcours. Une plus grande diversité d’espèces fourragères est apparue dans les parcours de jachères récentes. Dans les parcelles âgées, en revanche, les espèces de faible valeur pastorale ont été relativement plus abondantes. L’indice global de qualité des parcours a augmenté sensiblement au cours des premières années de l’abandon cultural, a culminé la troisième année en raison de l’abondance des graminées et du faible couvert ligneux, puis a diminué entre 5 et 17 ans. Cette baisse de la qualité fourragère des parcours de jachères a été encore plus accentuée lorsque la valeur pastorale nette a été évaluée. La prise en compte de la pondération de fourrage « qualifié » a amélioré la charge en bétail des jeunes jachères, car la part de fourrage inutilisée a pu être réduite de 50 p. 100. L’indice de qualité peut donc constituer un indicateur essentiel de la qualité fourragère des parcours, en l’absence de toute analyse chimique et/ou bromatologique.

Les plantations de palmiers phœnix ont une grande importance socio-économique et écologique en Tunisie. Actuellement, elles contiennent près de trois millions d'arbres, qui assurent d'importants approvisionnements en bois pour l'artisanat et l'industrie du meuble. Autrefois, le palmier dattier était également utilisé comme matériau de construction. Ses médiocres propriétés technologiques ont été améliorées par l'immersion dans l'eau salée naturelle des troncs de palmiers fraîchement coupés. C’était une pratique ancestrale dans la zone du Maghreb, mais elle a disparu maintenant, et les informations sur les différents paramètres impliqués dans ce type de processus sont rares. L’objectif de cette étude est d'évaluer les propriétés technologiques principales du bois de Phoenix dactylifera L. quand il est préservé dans l'eau salée. Des échantillons de bois prélevés dans le sud de la Tunisie sur deux cultivars communs de palmier dattier (Kentichi et Deglet Noor) âgés de 40 à 50 ans, non traités et conservés par salage dans le lac Chot Djérid, ont été utilisés pour ces expériences. Les densités, les propriétés mécaniques, la résistance à la putréfaction et aux termites et la composition chimique des échantillons de bois non traités (contrôle) et traités avec l’eau salée ont été déterminés. Les résultats ont montré une augmentation significative de la densité du bois de palmier séché à l'air après immersion dans l'eau salée. Le traitement avec l'eau salée a aussi amélioré le nodule de rupture du bois de palmier phœnix perpendiculairement et parallèlement aux fibres. Les deux, le bois non traité et le bois traité avec de l'eau salée, semblent être sensibles aux agressions de termites, mais le bois de palmier traité semble être plus toxique pour les termites. Les teneurs en extraits de lignine et de cellulose étaient légèrement plus abondantes dans les échantillons témoins, alors que les hémicelluloses étaient plus abondantes dans les échantillons traités. Les analyses minéralogiques ont permis également d'expliquer l'amélioration de la performance du bois de palmier après ce processus de préservation naturelle.

Les réservoirs gréseux des puits Yans 1, 2, 3, 4, 5, 6 et 7 du bassin offshore de Cote d’Ivoire ont fait l’objet d’analyse à l’aide du granulomètre, du diffractomètre de rayon X et du spectromètre de fluorescence à rayon X. Les réservoirs gréseux des puits Yans 1 et 2 d’âge Albien et des puits Yans 3, 4 et 5 d’âge Campanien-Cénomanien sont constitués de sables moyens à grossiers et médiocrement triés, tandis que ceux des puits Yans 6 et 7 d’âge Turonien-Cénomanien sont silteux et bien trié. La minéralogie et la composition chimique des grès réservoirs des puits Yans 1, 2, 6 et 7 montrent qu’ils sont moins matures que ceux des puits Yans 3, 4 et 5. La dissolution des feldspaths et la formation du quartz et de la kaolinite secondaires impactent sur la qualité des réservoirs. Ainsi, la qualité des réservoirs gréseux des puits Yans 3, 4 et 5 est meilleure que celle des puits Yans 1, 2, 6 et 7. Les minéraux lourds sont plus abondants dans les sables grossiers et moyens que dans les sables fins. Seul, le zircon est fréquent dans les réservoirs silteux. Les rapports des éléments chimiques Al2O3/TiO2 et Zr2O3/Y indiquent que tous les sédiments détritiques meubles (sables et siltites) qui constituent les réservoirs gréseux de tous les puits Yans prennent leur source du démantèlement du socle birimien. La chloritisation et l’illitisation sont les processus qui ont été à la base de la transformation des smectites en minéraux simples et interstratifiés. The sandstone reservoirs of Yans 1, 2, 3, 4, 5, 6 and 7 drillings in the offshore basin of Ivory Coast were analyzed using the particle sizer analyzer, X-ray diffractometer and X-ray fluorescence spectrometer. The sandstone reservoirs of Yans drillings 1 and 2 of Albian age and Yans drillings 3, 4 and 5 of Campanian-Cenomanian age are constituted of medium to coarse and poorly sorted sands, While those of Yans drillings 6 and 7 of Turonian-Cenomanian age are silty and well sorted. The mineralogy and chemical composition of the reservoir sandstones from Yans 1, 2, 6 and 7 drillings show that they are less mature than those from Yans 3, 4 and 5 drillings. The dissolution of feldspars and the formation of secondary quartz and kaolinite have an impact on the quality of reservoirs. Thus, the quality of the sandstone reservoirs of Yans 3, 4 and 5 drillings is better than that of Yans 1, 2, 6 and 7 drillings. Heavy minerals are more abundant in coarse and medium sands than in fine sands. Alone, zircon is common in silty reservoirs. The ratios of the chemical elements Al2O3/TiO2 and Zr2O3/Y indicate that all the loose detrital sediments (sands and siltstones) which constitute the sandstone reservoirs of all the Yans drillings originate from the dismantling of the Birimian bedrock. Chloritization and illitization are the processes that have been at the basis of the transformation of smectites into simple and interstratified minerals.

Malgré des années de travaux théoriques et observationnels intensifs, nous sommes toujours loin d'une complète compréhension de l'univers proche, la Voie Lactée (MW) et ses galaxies voisines. Parmi les satellites de la MW, le Petit et le Grand Nuage de Magellan (LMC) sont particulièrement intéressants puisqu'ils forment le plus proche exemple de galaxies en interaction gravitationnelle et hydrodynamique, et partant, constituent un laboratoire unique pour étudier les effets des marées et l'échange de matière sur l'évolution chimique et l'histoire de la formation stellaire d'une galaxie. Le LMC est une galaxie de petite masse barrée à disque, prototype des galaxies riches en gaz que l'on pense jouer un rôle important dans la construction des grandes galaxies dans le cadre du ΛCDM. De plus, avec sa métallicité actuelle d'environ le tiers de la métallicité solaire, le chemin d'enrichissement chimique suivi par le LMC donne un grand poids aux yields des générations stellaires pauvres en métaux, ce qui fait du LMC un environnement idéal pour étudier la nucléosynthèse aux basses métallicités. Ce travail de doctorat vise à: 1) caractériser chimiquement la population de la barre du LMC, 2) comparer les tendances des éléments de la MW et du LMC et interpréter les différences ou ressemblance en termes d'évolution chimique et/ou de processus nucléosynthétiques (contraintes sur les sites et les processus nucléosynthétiques), 3) comparer l'évolution chimique de la barre et du disque interne du LMC et interpréter les différence ou ressemblance dans le contexte de la formation de la barre. Nos résultats montrent que l'histoire chimique du LMC a connu un forte contribution des supernovae de type I ainsi qu'un fort enrichissement en éléments s par les vents d'étoiles AGB pauvres en métaux. Par rapport à la MW, les étoiles massives ont eu une contribution plus petite à l'enrichissement chimique du LMC. Les différences observées entre la barre et le disque parlent en faveur d'un épisode de formation stellaire accrue il y a quelques Gyr, ayant lieu dans les zones centrales du LMC et conduisant à la formation de la barre. Ceci est en accord avec les histoires de la formation stellaire récemment dérivées.

Le gaz neutre dans les galaxies commence seulement à révéler ses secrets. FUSE permet depuis peu de sonder la phase atomique diffuse vers les régions Hii extragalactiques, sièges d'une intense formation d'étoiles. La méthode fait appel à l'analyse du profil des raies d'absorption d'espèces métalliques, telles que Ni, Oi, Si ii, Pii, Ar i ou encore Fe ii, afin de calculer leurs quantités, et d'estimer les abondances des éléments (c'est-à-dire rapportées à la quantité d'hydrogène). Les objets parmi les plus intéressants sont les galaxies bleues compactes. Peu évoluées chimiquement, elles offrent l'opportunité de comprendre l'interaction entre les flambées d'étoiles y prenant place et le milieu interstellaire environnant. Un des enjeux majeurs consiste à éprouver les modèles d'évolution chimique des galaxies en comparant les mesures d'abondances chimiques dans le gaz neutre aux habituelles estimations dans le gaz ionisé de leurs régions Hii. Ce travail de thèse comporte une étude de la galaxie bleue compacte IZw36, qui s'inscrit dans l'échantillon grandissant des galaxies dont le gaz neutre a été étudié avec FUSE, dont IZw18. Le résultat montre que le gaz neutre a déjà été enrichi en métaux, et n'est donc pas de composition chimique primordiale. D'autre part, les métaux semblent sous-abondants dans la phase neutre par rapport à la phase ionisée. Dans notre démarche pour confirmer ces résultats et approfondir la méthode utilisée, une nouvelle approche a consisté à observer les régions Hii géantes dans les galaxies spirales. NGC604, dans M33, est la première région de ce type a être étudiée avec FUSE. L'influence de l'étendue de la source sur les profils des raies d'absorption, le continu stellaire, l'ionisation, sont autant de paramètres qu'il a été possible d'analyser. Finalement, il apparaît que l'azote, l'oxygène et l'argon sont déficients dans le gaz neutre de NGC604, tandis que le fer est similaire dans les phases neutre et ionisée. À ce point, plusieurs raisons physiques peuvent être invoquées pour expliquer ces résultats, mais de futurs travaux seront nécessaires, notamment pour étudier l'influence de composantes saturées non résolues.

Presentation des resultats et difficultes rencontres en abordant les problemes d'evolution des galaxies et plus precisement de la galaxie. Un exemple d'application sur les etoiles naines f montre qu'elles ne subissent aucune anomalie d'abondances en elements lourds par la physique particuliere de leurs atmospheres. La spectrometrie a basse resolution ( equiv. A 2a) est abordee. Une application a la structure galactique et a la photometrie rgu de bale est presentee. Le spectrometre multifentes essefem qui repond au besoin de spectrographie statistique est presente et discut

Les étoiles enregistrent le passé dans leurs âges, leurs compositions chimiques et leur cinématique. Elles peuvent fournir des contraintes détaillées sur les premières époques de la formation des galaxies, jusqu’aux redshifts supérieurs à deux (un recul d’environ 10 milliards d’années). En particulier, les âges stellaires sont essentiels pour la compréhension de l’histoire de la Voie Lactée et pour la comparaison avec les modèles d’évolution galactique.L’avènement de la mission spatiale Gaia ouvre la voie à l’estimation de l’âge pour de grands échantillons d’étoiles. En particulier, les méthodes basées sur l’ajustement d’isochrones peuvent être utilisées. En plus, les distances précises mesurées par Gaia permettent de développer les estimateurs d’âge indirects basés sur l’horloge d’évolution de la population stellaire. En fait, les schémas d’abondance chimique, imprimés sur les atmosphères stellaires, représentent les conditions du gaz au moment de la formation des étoiles à des redshifts supérieurs à deux. Les produits d’évolution chimique de différents canaux nucléosynthétiques peuvent donc fournir une approximation temporelle, qui, après l’étalonnage, peut être utilisé comme un estimateur d’âge.Cette thèse est centrée sur l’utilisation d’horloge chimique particulière : l’abondance [Y/Mg]. À cette fin, les premières données astrométriques de la mission Gaia ont été combinées avec des données spectroscopiques à haute résolution du catalogue AMBRE HARPS. Tout d’abord, l’identification des objets d’AMBRE a été améliorée grâce à la correspondance avec le catalogue 2MASS et la Gaia DR1. Au total, 6776 étoiles ont été identifiées.Deuxièmement, afin d’obtenir des estimations précises du rapport d’abondance [Y/Mg] pour les étoiles du disque galactique, l’outil automatisé GAUGUIN, intégré à la chaîne Gaia DPAC APSIS, a été optimisé et testé. En particulier, les capacités d’estimation d’abondances chimiques ont été améliorées pour des grilles de spectres synthétiques irrégulières, couvrant une large gamme de paramètres atmosphériques stellaires.Troisièmement, le ratio [Y/Mg] a été estimé pour environ 2000 étoiles à partir des données spectroscopiques d’AMBRE HARPS. Les erreurs internes et externes des abondances ont été soigneusement analysées. Les étoiles étudiées appartiennent principalement aux disques mince et épais galactique, dans la gamme de métallicité allant de –1,0 dex à 0,5 dex.Quatrièmement, grâce à l’estimation d’âge basée sur l’adaptation des isochrones pour 342 "turn-off" étoiles d’échantillon, la sensibilité à l’âge du rapport [Y/Mg] a été étudié. L’analyse révèle une corrélation claire entre [Y/Mg] et l’âge pour les étoiles du disque mince de différentes métallicités. Cela correspond aux études antérieures sur les étoiles de type solaire. De plus, aucune dépendance à la métallicité avec l’âge stellaire n’est détectée, donc le ratio [Y/Mg] peut être utilisé comme un indicateur fiable d’âge. Enfin, la relation [Y/Mg] versus l’âge présente une discontinuité entre les étoiles du disque épais autour de 9–10 Gyrs. Pour ces étoiles, la corrélation est différente et a une tendance probablement plus forte avec l’âge. Cela reflète la différence dans les histoires d’évolution chimique pour les deux composantes du disque
Stars record the past in their ages, chemical compositions and kinematics. They can provide unprecedented detailed constraints on the early epochs of galaxy formation, back to redshifts greater than two (a look-back time of around 10 billion years). In particular, stellar ages are crucial to the understanding of the Milky Way history and for comparison with galactic evolution models. The advent of the Gaia space mission has opened the path to stellar age estimations for large samples of stars, in particular, based on isochrone fitting methods. In addition, Gaia precise distances allow to develop indirect age estimations based on the stellar population chemical evolution clock. In fact, the chemical abundance patterns imprinted on stellar atmospheres represent the gas conditions at the time of the stars’ formation back to redshifts greater than two. The chemical evolution products of different nucleosynthetic channels can therefore provide a time proxy. After calibration, it can be used as an age estimator.This thesis is focussed on the use of a particular chemical clock, the [Y/Mg] abundance. To this purpose, the astrometric Gaia mission data from the first data release was combined with high resolution spectroscopic data from the AMBRE-HARPS catalogue. First of all, the object identification of the AMBRE archival data was improved, thanks to a cross match with the 2MASS catalog, and later the Gaia DR1. In total, 6776 different stars have been identified.Secondly, in order to obtain precise estimations of the [Y/Mg] abundance ratio for galactic disc stars, the automated GAUGUIN tool integrated in the Gaia DPAC APSIS chain, has been optimized and tested. In particular, the abundance estimation capabilities of the APSIS GAUGUIN tool have been improved for irregularly distributed synthetic spectra grids, spanning a large range in stellar atmospheric parameters.Thirdly, the [Y/Mg] abundance ratio has been estimated for about 2000 stars from the AMBRE HARPS spectroscopic data. In addition, the internal and external errors of the abundances were carefully analysed. The studied stars belong mainly to the galactic thin and thick disc, in the metallicity range from --1.0 dex to 0.5 dex.Fourth, thanks to the isochrone fitting age estimations of 342 turn-off stars of the sample, the age sensitivity of the [Y/Mg] ratio has been studied. The analysis reveals a clear correlation between [Y/Mg] and age for thin disk stars of different metallicities, in synergy with previous studies of Solar type stars. In addition, no metallicity dependence with stellar age is detected, allowing to use the [Y/Mg] ratio as a reliable age proxy.Finally, the [Y/Mg] vs. age relation presents a discontinuity between thin and thick disk stars around 9–10 Gyrs. For thick disk stars, the correlation has a different zero point and probably a steeper trend with age, reflecting the different chemical evolution histories of the two disk components

Contexte. Les étoiles naissent ensemble dans des nuages moléculaires géants. Si nous faisons l’hypothèse qu’ils étaient à l’origine chimiquement homogènes et bien mélangés, nous nous attendrions à ce que les étoiles issues d’un même nuage aient la même composition chimique. La plupart des groupes d’étoiles sont perturbés lors de leur évolution dans la galaxie et l’information dynamique est perdue. Ainsi la seule possibilité que nous ayons de reconstruire l’histoire de la formation stellaire est d’analyser les abondances chimiques que l’on observe aujourd’hui.But. La technique de marquage chimique a pour but de retrouver les amas d’étoiles dissociés en se basant uniquement sur leur composition chimique. Nous évaluons la viabilité de cette technique pour retrouver les étoiles qui sont nées dans un même amas mais qui ne sont plus gravitationnellement liées.Méthodes. Nous avons créé une librairie de spectres stellaires de haute qualité afin de faciliter l’évaluation des analyses spectrales. Nous avons développé notre propre outil d’analyse spectrale, nommée iSpec, capable d’homogénéiser les spectres stellaires venant de tous types d’instruments et de dériver les paramètres atmosphériques et les abondances chimiques. Finalement, nous avons compilé des spectres stellaires d’étoiles de 32 amas ouverts, nous avons dérivé de façon homogène les paramètres atmosphériques et les abondances de 17 espèces, et nous avons utilisé des algorithmes d’apprentissage automatique pour grouper les étoiles en se basant sur leur composition chimique.Résultats. Nous avons trouvé que les étoiles à des étapes d’évolution différentes ont des motifs chimiques distincts qui peuvent être dus à des effets NLTE,de diffusion atomique, de mélange et de corrélation à partir des déterminations de paramètres atmosphériques. Quand nous séparons les étoiles suivant leur stade d’évolution, nous observons qu’il y a un important degré de recouvrement dans la détermination des signatures chimiques des amas ouverts. Ceci rend difficile de retrouver les groupes d’étoiles nées ensemble en utilisant la technique de marquage chimique
Context. Stars are born together from giant molecular clouds and, if weassume that they were chemically homogeneous and well-mixed, we expect them toshare the same chemical composition.Most of the stellar aggregates are disrupted while orbiting the Galaxy and thedynamic information is lost, thus the only possibility to reconstruct the stellarformation history is to analyze the chemical abundances that we observe today.Aims. The chemical tagging technique aims to recover disrupted stellarclusters based merely on their chemical composition. We evaluate the viability of thistechnique to recover conatal stars that are not gravitationally bound anymore.Methods. We built a high-quality stellar spectra library to facilitate theassessment of spectral analyses. We developed our own spectral analysisframework, named iSpec, capable of homogeneizing stellar spectra and derivingatmospheric parameters/chemical abundances. Finally, we compiled stellar spectrafrom 32 Open Clusters, homogeneously derived atmospheric parameters and 17abundance species, and applied machine learning algorithms to group the starsbased on their chemical composition. This approach allows us to evaluate theviability of the chemical tagging technique.Results. We found that stars in different evolutionary stages havedistinguished chemical patterns may be due to NLTE effects, atomic diffusion, mixingand correlations from atmospheric parameter determinations. When separating starsper evolutionary stage, we observed a high degree of overlapping among OpenCluster’s chemical signatures, making it difficult to recover conatal aggregates byapplying the chemical tagging technique

Le bulbe de la Voie Lactée présente des caractéristiques contradictoires. D'une part sa morphologie est proche de celles des galaxies tardives barrées, dont la formation est reliée aux instabilités du disque ("pseudo-bulbe"). D'autre part, il semble constitué de populations stellaires vieilles et métalliques qui évoque les sphéroïdes des galaxies précoces (bulbes classiques). C'est dans ce contexte que se place le travail de cette thèse. Profitant de l'installation de l'instrument FLAMES au VLT, nous avons observé 5 échantillons d'environ 230 étoiles géantes du bulbe dans des champs distribués perpendiculairement au plan galactique entre b=-3° et b=-12°. Pour toutes ces étoiles, des spectres à moyenne résolution (R~ 20000) ont été acquis avec le spectrographe FLAMES/GIRAFFE et 55 de ces étoiles ont également été observées avec le spectrographe haute résolution FLAMES/UVES (R~48000). Ce travail de thèse s'est concentré à la fois sur l'analyse des 55 étoiles UVES, pour lesquelles nous avons obtenu les abondances détaillées d'oxygène, magnésium, aluminium et sodium et de fer; ainsi que sur l'un des cinq échantillons GIRAFFE, constitué uniquement d'étoiles du red clump, dans la fenêtre de Baade (l = 1°, b = -4°) pour lesquelles les métallicités individuelles ([Fe/H]) ont été mesurées. Pour ce travail, une méthode automatisée spécifique a été développée afin de surmonter les difficultés d'analyse propres à ces étoiles riches en métaux et affectées par un fort rougissement. Notre étude établit, pour la première fois sur un grand échantillon (220 étoiles), une distribution en métallicités (DM) du bulbe dans la fenêtre de Baade entièrement basée sur des métallicités déduites de l'analyse de spectres à moyenne-haute résolution et par conséquent plus précise que celles connues jusqu'à présent. Cette meilleure précision a permis de confirmer certaines caractéristiques ainsi que d'en mettre en évidence de nouvelles: (i) une diminution abrupte du nombre d'étoiles avec [Fe/H]>0. 5 particulièrement significative, (ii) une très forte proportion d'étoiles avec des métallicités sursolaires (50% des étoiles avec [Fe/H]>0. 16, 25% des étoiles avec [Fe/H]>0. 38) (iii) un très petit nombre d'étoiles pauvres en métaux (environ 2 % des étoiles avec [Fe/H]<-0. 7) visibles jusqu'à [Fe/H ]= -1. 1. Les abondances de O, Na, Mg et Al déduites des spectres UVES montrent que le bulbe a suivi une évolution chimique bien distincte des disques mince et épais. Les étoiles du bulbe sont plus enrichies en éléments -α (O et Mg) que celles du disque, ce qui suggère un temps caractéristique de formation plus court dans le bulbe. La comparaison de la DM et des abondances en éléments -α à celles prédites par des modèles d'évolution chimique indique une formation stellaire extrêmement efficace et rapide qui se serait interrompue brutalement à la suite d'une perte du gaz (vents). Certains modèles nécessitent également une IMF favorisant les étoiles massives. De plus, une inspection dans le détail de la nucléosynthèse des étoiles massives a montré que: (i) le rapport [O/Mg] des étoiles du bulbe suit et prolonge celui des étoiles des disques galactiques et sa décroissance aux fortes métallicités n'est pas prédite par les modèles des supernovae; (ii) le rapport [Na/Mg] augmente avec [Mg/H] suivant trois séquences distinctes dans les disques mince, épais et dans le bulbe. Ceci semble indiquer la présence d'une autre source de production de Na (AGB) qui s'ajouterait à celles des étoiles massives
The Milky Way bulge shows contradictory features. Its structure and shape are close to those of late-type galaxies which are believed to be made secularly out of the disk instabilities (“pseudo-bulges”). However, its stellar population seems to be old and metal-rich in line with the typical characteristics of Sa and Sb spheroids (“classical bulge”). Using the FLAMES instrument (VLT), we observed 5 samples of about 230 bulge giants stars in 4 fields spread perpendicularly to the galactic plane from b=-3° to b=-12°. Intermediate resolution spectra (R~ 20000) have been obtained with the FLAMES/GIRAFFE spectrograph for all stars and 55 have also been observed with the high resolution spectrograph FLAMES/UVES (R~48000). This thesis is based on the analysis of the 55 UVES stars for which we obtained oxygen, magnesium, aluminum and sodium abundances as well as on the Red Clump giants GIRAFFE sample in Baade’s Window (l = 1°, b = -4°) for which individual metallicities ([Fe/H]) have been measured. For this work, an automatic method has been specifically developed to deal with the issues arising from the analysis of these heavily reddened metal-rich giant stars. Our study establishes, a bulge metallicity distribution (MD) in the Baade’s Window entirely based, for the first time, on a large sample (220 stars), with [Fe/H] values coming from the analysis of intermediate resolution spectra and consequently more precise than previous studies. This allow us to confirm some of the MD characteristics and to highlight new ones : (i) a sharp decrease at high metallicities ([Fe/H]>0. 5, (ii) a large number of stars with supersolar metallicities (50 % with [Fe/H]>0. 16, 25% with [Fe/H]>0. 38) and (iii) few metal poor star (about 2% of stars with -1. 1 [Fe/H]<-0. 7). The abundance results of O, Na, Mg and AI from the UVES spectra show that the bulge have encountered a chemical evolution distinct from the galactic thin and thick disks. The bulge oxygen and magnesium ratios relative to iron are higher than those on both galactic disks, which point towards a shorter formation timescale for the galactic bulge. The comparison of the MD and -α (O and Mg) abundances with those predicted by chemical evolution models suggests an extremely efficient and fast stellar formation, which would have been suddenly stopped via SNe winds. Some models also predict a flatter IMF, favouring massive stars. Moreover, an detailed inspection of the massive stars nucleosynthesis has shown that : (i) the bulge stars [O/Mg] ratio follows and extends the decreasing trend of [O/Mg] found in the galactic disks to higher metallicities. This decrease at the highest metallicities is not predicted by theoretical models massive stars, (ii) th [Na/Mg] ratio trend with increasing [Mg/H] is found to increase in three distinct sequences in the thin disk, the thick disk and the bulge. This point to an additional source of Na (AGB) in addition to the massive stars contribution

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.

La physique stellaire regroupe aujourd'hui différents domaines qui vont de la modélisation hydrodynamique à l'astérosismologie en passant par les observations d'abondances et la recherche de planètes extrasolaires. Le travail présenté dans cette thèse s'est voulu diversifié et fait appel à plusieurs de ces domaines. Il utilise les outils informatiques de modélisation tels que le TGEC (Toulouse-Geneva Evolution Code) ou le code d'oscillations adiabatiques PULSE.

Les deux premières parties de ce manuscrit présentent de manière théorique les processus de transport et les principes de l'astérosismologie utilisés dans les modèles stellaires.

La troisième partie s'interesse à la signature astérosismique de la diffusion de l'hélium dans les étoiles de type F tardives et à son évolution. Nous montrons que le gradient créé par la diffusion de l'hélium sous la zone convective conduit à un pic dans le transformée de Fourier des secondes différences de spectre de fréquences d'oscillations. Plus le gradient est important, plus l'amplitude du pic est grande.

Le quatrième chapitre étudie la destruction du lithium dans les étoiles avec planètes. De récentes observations de Israelian et al. (2004) montrent que les étoiles froides avec planètes présentent une destruction du lithium importante, contrairement aux étoiles sans planètes. Nos modèles surmétalliques ont permis de montrer d'une part que le gradient de µ pouvait stabiliser le mélange dans les étoiles sans planètes, empêchant la destruction du lithium, et d'autre part que cette destruction dans les étoiles avec planètes pouvait provenir d'instabilités de cisaillement dues à la migration des planètes vers leur étoile centrale.

Enfin, la cinquième partie présente un travail sur les modèles solaires avec les nouvelles abondances de Asplund et al. (2005), qui présentent un désaccord avec les déductions héliosismiques. Nos modèles simulant une accrétion sous-métallique au début de la séquence principale améliorent la situation mais ne réussissent pas à rétablir l'accord avec l'héliosismologie, malgré l'introduction d'un overshooting et d'un mélange rotationnel sous la base de la zone convective.

Ce chapitre présente les carbones durs, leur synthèse, leur propriétés physico-chimiques comme leur structure, texture, chimie de surface. Le focus est porté sur les carbones durs produits à partir de précurseurs abondants, biosourcés et de synthèse simple. L’impact de ces propriétés sur les performances comme électrode négative pour NIB est évalué. Les mécanismes de stockage du sodium, très débattus dans la littérature sont également discutés.