Le piégeage d’atomes sur puce ouvre de nouvelles possibilités pour la métrologie temps-fréquence et l’interférométrie atomique intégrée. L’expérience TACC (Trapped Atomic Clock on a Chip) a pour but d’étudier le potentiel des gaz quantiques, dégénérés ou non, pour la métrologie, et d’élaborer de nouveaux outils pour la manipulation des atomes. Elle vise notamment la réalisation d’un étalon secondaire de fréquence avec une stabilité de quelques 10-13 à une seconde. Cette thèse s’inscrit dans ce contexte. Nous y présentons les résultats de quelques expériences de métrologie réalisées avec des nuages thermiques ou des condensats de Bose-Einstein. Dans un premier temps nous démontrons une stabilité de 5.8 x 10-13 à une seconde et caractérisons les bruits techniques limitant cette stabilité. Nous présentons ensuite une étude de la cohérence des condensats et en particulier l’effet des interactions. Les données sont comparées à un modèle numérique. Dans un deuxième temps nous présentons quelques outils développés pour la production et la manipulation d’atomes sur puce. Nous démontrons d’abord la réalisation d’un puissancemètre atomique pour la micro-onde et estimons les limites actuelles de ses performances. Nous démontrons ensuite que des champs micro-onde ayant des gradients élevés permettent la manipulation cohérente de l’état externe des atomes. Enfin nous présentons et caractérisons un nouveau dispositif pour la production de nuages d’atomes froids à haute cadence consistant en la modulation rapide de la pression de rubidium dans une cellule.

Les astéroïdes sont les vestiges de notre système solaire primitif. Inconnus il y a de cela 210 ans, leur découverte a changé notre vision du monde. Je me suis proposée dans ma thèse d?étudier les aspects tant dynamiques qu'observationnels relatifs à ces objets. Je prends le temps d'aborder le contexte historique de leur découverte ainsi que les conséquences qui y font suite. Ceci m'amène à définir le plan de référence le mieux adapté à leur étude. Laplace, il y a deux siècles de cela, s'était également intéressé à ce plan pour l'étude des planètes. Mon travail porte sur la caractérisation de ce plan, dit "invariable", mais aussi sur l'évaluation de l'effet des "plus gros petits corps" du système solaire ainsi qu?à la contribution de chaque planète sur son orientation. Dans la partie dynamique, je me cantonne à l'étude des astéroïdes de la ceinture principale. Je me penche sur les différentes distributions de ces objets, aujourd'hui considérés comme des laboratoires grandeur nature permettant de tester théories et modèles dynamiques. En particulier, je m'intéresse aux distributions en terme de plans orbitaux. Je m'intéresse aussi à un autre type de distribution que sont les familles d'astéroïdes, i.e astéroïdes provenant d'un même corps parent. En particulier, j'étudie la dynamique à long terme des membres de la famille de l'astéroïde (4) Vesta. J'inclue à cet égard les effets relativistes ainsi que l'effet Yarkowsky, par essence non gravitationnel. Je présente également des résultats préliminaires sur l?évolution dynamique à long terme de la famille de l?astéroïde (2) Pallas, explorant en particulier les vitesses relatives de rencontres proches entres ces derniers et les "plus gros petits corps", puis en les comparant à ceux obtenus pour la famille Vesta. Dans la partie observationnelle, je m?intéresse à deux méthodes de détections des astéroïdes; l'une a l?œil nu, l'autre automatisée. Enfin, je les applique aux données, du télescope SUBARU de 8,2m, obtenues dans le cadre du programme SMBAS-III (Sub-km Main Belt Asteroid Survey) et qui portent sur deux nuits (02/03 -09-2002 UTC). La première nuit, je détecte 184 astéroïdes dont 170 sont inconnus, certains de taille sub-kilométrique. Je procède également à une étude astrométrique et photométrique des astéroïdes détectés et dans certains cas à la détermination d?une courbe de lumière permettant d?en déduire leur période de rotation. En conclusion, je montre la façon dont cette thèse m'a permis d'aborder la population des astéroïdes sous différents aspects.

La thèse porte sur l'étude théorique d'atomes piégés dans un réseau périodique à proximité d'une surface. Cette étude théorique a été réalisée pour l'accompagnement de l'expérience FORCA-G (FORce de CAsimir et Gravitation à courte échelle). L'expérience a pour but de mesurer, par interféromètrie atomique, les interactions à courte distance entre un atome et une surface massive à l'aide d'atomes piégés dans une onde stationnaire. Deux types d'interactions sont particulièrement étudiés. Tout d'abord, on cherche à contraindre l'existence d'une hypothétique déviation à la loi de Newton lorsque l'atome est à courte distance de la surface. En effet, de nombreuses théories au delà du modèle standard proposent une modification des lois gravitationnelles aux petites échelles pouvant s'exprimer comme un potentiel de Yukawa paramétré. L'un des objectifs de FORCA-G est donc de mesurer les forces gravitationnelles entre l'atome et la surface afin de contraindre les paramètres d'une telle déviation. Le second objectif est de fournir une mesure de précision de l'effet Casimir-Polder se manifestant aux distances d'intérêt. Cet effet provient de l'interaction de l'atome avec le champ électromagnétique quantifié présent entre la surface et l'atome lui-même. Cette interaction se manisfeste par un potentiel attractif sur l'atome qui est largement dominant par rapport aux effets gravitationnels dans l'intervalle de distance étudié (de 1µm à quelques µm). L'objet de cette thèse a donc tout d'abord été de calculer précisément les états atomiques dans le piège expérimental en présence des différentes interactions recherchées afin de prédire les signaux expérimentaux et de pouvoir, le cas échéant, discriminer les mesures d'une déviation de la loi de Newton et celles correspondant à l'effet Casimir-Polder. Cette étude comprend un volet statique effectué en considérant les atomes comme des états propres du piège et un volet dynamique prenant en compte la possibilité qu'ont les atomes de changer de puits au sein du piège par effet tunnel résonant. Ce travail a fourni une étude de faisabilité de l'expérience ainsi qu'une estimation des performances attendues. Enfin, une modélisation numérique complète du schéma expérimental tenant compte des modifications des niveaux atomiques calculés précédemment a permis d'optimiser le schéma interférométrique.

Nous vivons un moment remarquable de la cosmologie, principalement dû à l’accroissement des moyens d’observation et de la puissance de calcul. Certains paramètres cosmologiques sont connus à quelques pourcents près. La manière dont les structures croissent et évoluent est comprise avec une physique détaillée. La distribution et les propriétés de milliers de galaxies proches sont cartographiées et étudiées et leurs précurseurs tracés jusqu’à un redshift ~8. Bien des questions restent néanmoins ouvertes. Si la théorie qui trace le développement des structures de matière noire est maintenant bien maîtrisée, l’évolution du gaz et des étoiles n’est pas liée de manière simple à celle de la matière non baryonique. Les processus d’accrétion de gaz, de chauffage, de refroidissement, de formation d’étoiles sont mal compris, tant du point de vue théorique qu’observationnel. Mon travail se veut être une contribution à la compréhension de la structure, de la formation et de l’évolution des galaxies. Ces trois termes forment un ensemble indissociable. J’aborde directement ou indirectement les questions suivantes : Dans quel ordre les composantes galactiques apparaissent-elles ? Sur quelle échelle de temps se forment-elles ? Comment la formation d’étoiles s’organise-t-elle ? La formation hiérarchique des galaxies est-elle une hypothèse validée par les observations ? Quelles étaient la nature et les propriétés des protogalaxies, des premières étoiles ? Quelles sont les conditions qui définissent la morphologie des galaxies ? Quel est l’impact de l’environnement sur leur évolution ? Rapporteurs: Dr J. Bartlett, Dr F. Combes, Dr J.P. Kneib Examinateurs: Dr P. Bonifacio, Dr N. Prantzos

L'orbite gravitationnelle d'une comète est affectée par la sublimation de la glace d'eau, un des principaux composants du noyau, lorsqu'elle s'approche du Soleil. Ce dégazage anisotrope produit une force dite non-gravitationnelle qui modifie de façon significative l'orbite de la comète. L'amplitude des perturbations dépend de plusieurs paramètres qui peuvent être contraints par différents types d'observations telles que les observations astrométriques et photométriques ou encore les taux de production d'eau observés en radio astronomie. Jusqu'à maintenant, la modélisation de ces effets est essentiellement fondée sur un modèle empirique défini dans les années 70 par Marsden et al. (1973) utilisant un dégazage isotrope. Dans cette thèse, j'ai développé une nouvelle approche de la physique du problème des forces non-gravitationnelles faisant intervenir différents paramètres physiques tels que les position et vitesse initiales de la comète, son activité, la direction de l'axe de rotation, la masse du noyau et donc sa densité si son volume est connu, paramètre essentiel pour la compréhension de la formation des comètes. J'ai ainsi pu déduire leur valeur par ajustement d'orbite et de données photométriques. Ce travail a été appliqué à deux comètes : 19P/Borrelly pour le développement et la validation ma méthode, et 67P/Churyumov-Gerasimenko la cible de la mission spatiale européenne Rosetta dont la connaissance de la masse est primordiale.

Une horloge à réseau optique combine les avantages de piégeage des horloges à ions et les horloges à atomes neutres. En effet cette configuration idéale permet de réaliser un régime de confinement fort comme le régime Lamb-Dicke tout en travaillant avec un grand nombre d’atomes. Contrairement aux horloges à ions une horloge à réseau optique nécessite des puissances de lasers importantes pour placer les atomes dans le régime Lamb-Dicke, ce qui induit généralement un décalage différentiel des niveaux d’horloge. Cependant le concept de la longueur d’onde magique a permis de supprimer, à premier ordre, les perturbations induites par le piège. Ces travaux de thèse portent sur les dernières avancées de la réalisation de l’horloge à réseau optique à atomes neutres de mercure du LNE-SYRTE. La première partie du travail a consisté à la caractérisation du piège magnéto-optique via un système de détection assez sensible, ce qui nous a permis d’évaluer la température des différents isotopes présents dans PMO ainsi que la mise en évidence d’un refroidissement sub-Doppler des isotopes fermioniques. Suit la réalisation du piégeage des atomes de mercure est une tache redoutable vu la gamme de longueurs d’ondes magiques prédites par la théorie (362 +/- 5 nm). Tout ce travail a permis de réaliser la première spectroscopie de la transition 1S0 -> 3P0 dans le régime Lamb-Dicke pour l’isotope 199 Hg. Avec l’utilisation du système laser ultra-stable lié à la référence primaire du LNE-SYRTE, nous avons déterminé la fréquence centrale de la transition pour une large gamme de longueur d’onde et profondeurs du piège et l’analyse de ces mesures nous a permis de réaliser la première détermination expérimentale de la longueur d’onde magique, démontrons ainsi la faisabilité d’une horloge optique à atomes de mercure de haute exactitude.

Un système multiple est un ensemble de petits corps du Système solaire en interaction gravitationnelle et orbitant autour de leur barycentre, lui-même en révolution autour du Soleil. Pour déduire des observations astrométriques la valeur des paramètres physiques de ces objets, nous avons créé un modèle numérique à N-corps. Notre modèle prend en compte l'influence des planètes et des aplatissements polaire au second ordre des objets. Il intègre les équations variationnelles associées aux mouvements orbitaux pour permettre un ajustement du modèle par une méthode de moindres carrés à des observations simulées ou réelles. Notre modèle a été appliqué au système de Pluton. Ce système s'apparente aussi bien aux système planétaires classiques qu'à un système de petits corps. Dans un premier temps, en ajustant notre modèle à des observations simulées, nous avons étudié l'évolution de l'incertitude des masses de Nix et Hydra et avons montré que ces masses ne seront vraisemblablement contraintes que grâce aux observations de New Horizons. Nous avons également montré que nous ne pourrons déterminer les applatissements polaires des objets à partir des observations astrométriques seules. Nous avons également étudié la contribution que Gaia fournira à notre connaissance du système. Par la suite, nous avons ajusté notre modèle aux observations réelles du système de Pluton. Nous avons obtenus des valeurs des masses de Nix et Hydra très différentes de celles obtenues par de précédentes études en raison de la grande incertitude pesant sur ces masses. Nous avons ensuite utilisé le mouvement obtenu des satellites pour l'ajustement du mouvement héliocentrique de Pluton. Finalement, nous avons adapté notre modèle au système d'Eugenia pour lequel nous avons trouvé des résultats compatibles avec ceux des études précédentes du système.

Les comètes sont des petits corps glacés primitifs, témoins de la formation du Système Solaire. Leur composition pourrait être inchangée depuis leur accrétion dans le disque protoplanétaire. Leur étude nous renseigne donc sur les processus physiques et chimiques de la formation planétaire. Lorsque les comètes passent à proximité du Soleil, leur noyau s’entoure d’une atmosphère appelée coma composée de poussières et des produits de sublimation des glaces, ce qui rend leur noyau difficilement observable. La NASA a choisi la comète 9P/Tempel 1 comme cible de la mission Deep Impact. C’est l’unique mission spatiale, à ce jour, à avoir sondé l’intérieur d’un noyau cométaire en impactant sa surface le 4 juillet 2005. Au cours de cette thèse, je me suis intéressée à l’étude des éjectas associés à cet événement ce qui m’a permis 1/ d’analyser l’activité de la comète 9P/Tempel 1 ainsi que les propriétés de sa coma avant et après la collision et 2/ de déterminer le rapport poussière/glace dans les couches profondes du noyau. Pour cela j’ai exploité et interprété les données spectroscopiques dans l’infrarouge fournies par le télescope spatial Spitzer avant et après l’impact en développant des modèles numériques. Les spectres de Spitzer, dont les gammes de longueur d’onde s’étendent entre 5.2 et 13.2 µm, permettent d’analyser l’émission de fluorescence de la bande de vibration \nu2 de l’eau à 6.4 µm et l’émission thermique de la poussière. L’évolution temporelle du continuum dû à la poussière a été analysée avec un modèle thermique en considérant deux lois de distribution en taille et deux types de grains : des grains de carbone amorphe et des grains constitués d’un manteau de carbone amorphe et d’un cœur de silicates amorphes. La température des grains est déduite de l’équilibre radiatif et les coefficients d’absorption sont calculés en utilisant la théorie de Mie. Les paramètres libres des distributions en taille ont été contraints pour les éjectas de poussières et pour la poussière de la coma ambiante ce qui a permis de déduire l’évolution temporelle de la masse des éjectas dans le champ de vue. L’analyse des données montre que l’impact a conduit à la libération d’une grande quantité de petits grains. Elle suggère également que les grains se sont fragmentés lors de leur expansion dans la coma. La masse totale des poussières présentes pour des grains entre 0.1 et 100 µm, estimée à (0.5-2.1) x 10^6 kg, est en accord avec d’autres valeurs publiées dans la littérature. L’émission thermique des éjectas de poussières à l’intérieur du champ de vue de Spitzer a été interprétée par un modèle dépendant du temps qui simule le développement du nuage et prend en compte la dynamique des grains. La loi de variation de la vitesse des grains en fonction de leur taille a été contrainte par ce modèle. La bande d’émission \nu2 de l’eau a été extraite des spectres de Spitzer et le nombre de molécules d’eau à l’intérieur du champ de vue de Spitzer a été déduit en utilisant un modèle de fluorescence. L’étude de la distribution spatiale du nombre de molécules d’eau avant l’impact par un modèle de densité a permis de déterminer le taux de production en eau pour la coma ambiante de la comète 9P/Tempel 1, égal à 4.7 x 10^27 molécules s^-1. L’évolution temporelle du nombre de molécules dans le champ de vue, étudiée avec un modèle dépendant du temps simulant l’évolution du nuage de molécules d’eau a permis de déduire la masse de vapeur d’eau injectée par l’impact qui est estimée à (7.4 ± 1.5) x 10^6 kg. Cette évolution temporelle met en évidence une production prolongée de molécules d’eau après l’impact provenant de la sublimation de grains de glace présents dans les éjectas. Un modèle de sublimation de grains glacés a été développé pour analyser la production soutenue de vapeur d’eau après l’impact. Deux approches, correspondant à un milieu dense et raréfié, ont été utilisées pour modéliser l’expansion des molécules d’eau provenant de la sublimation de grains glacés (glace pure ou comprenant des impuretés) dans le flux de gaz ambiant. L’analyse des données met en évidence la présence de grains de glace pure dans les éjectas. La masse de glace déduite de ce modèle pour des grains de rayons compris entre 0.1 et 1 µm est estimée à Mglace > 4.7 x 10^6 kg. Cette étude sur l’eau et la poussière dans les éjectas conduit à un rapport poussière/glace < 0.03. Ce résultat, mis en comparaison avec le rapport poussière/gaz ~ 1 normalement mesuré dans les atmosphères cométaires, suggère la présence d’une quantité importante de glace sous la surface du noyau de la comète 9P/Tempel 1.

Cette thèse explore divers enjeux liés aux jets relativistes issus des trous noirs. Leur formation ainsi que les processus d’accélération et de collimation sont étudiés par une description fluide dans une approche globale de l’écoulement. Les équations magnétohydrodynamiques en relativité générale peuvent être intégrées en utilisant le formalisme 3+1 afin de passer de l’écriture covariante des équations à une écriture vectorielle, où les grandeurs physiques sont mesurées par un observateur eulérien localement non tournant. Ce formalisme permet d’étudier la physique de la magnétosphère autour d’un trou noir de Kerr, c’est-à-dire la physique d’un plasma fortement magnétisé dans un espace-temps courbe et en rotation différentielle. L’écriture des équations dans ce formalisme et la construction d’un modèle auto-similaire méridien en métrique de Kerr ont permis d’obtenir des solutions de jets relativistes et de décrire la dynamique et la géométrie de l’écoulement proche de l’axe de rotation. En particulier, j’ai étudié le rôle de la rotation du trou noir dans le processus de collimation. J’ai également calculé des solutions dans la limite newtonienne applicables aux jets issus d’étoiles T Tauri afin d’étudier le freinage magnétique et de les comparer à leur généralisation en métrique de Kerr. Les jets relativistes seraient également le siège d'émission de particules ou de photons très énergétiques. En particulier, les sursauts gamma seraient considérés comme une source possible du rayonnement cosmique de ultra haute énergie. L’étude de ce problème nécessite une description locale de l’écoulement. Une autre partie de ce travail s’attache à la modélisation de chocs relativistes en fonction des différentes configurations magnétiques ainsi que du rayonnement émis. L’analyse des processus d’accélération et des différents processus de perte d’énergie en compétition permet de voir si l’on peut effectivement accélérer des particules aux énergies observées. Mots clés : jets relativistes – magnétohydrodynamique en relativité générale – rayons cosmiques de ultra haute énergie

L'étude présentée dans cette thèse concerne principalement la réduction astrométrique de plaques photographiques anciennes: nous observons dans le passé. L'objectif étant de montrer qu'il est désormais possible d'obtenir des observations astrométriques de grande précision pour des périodes anciennes, en effectuant une nouvelle réduction d'observations photographiques. Nous avons utilisé à cet effet des plaques photographiques des satellites galiléens réalisées à l'U.S. Naval Observatory entre 1967 et 1998 (2650 observations). Il nous aura été indispensable de reprendre complètement l'analyse de ces plaques. Nous avons numérisé l'ensemble des données analogiques en prenant soin de bien comprendre le mécanisme de digitalisation pour ne pas perdre de précision durant le traitement. Nous avons ensuite établi une procédure de détermination de positions astrométriques. Plusieurs programmes ont été développés pour identifier les objets, extraire les positions et les corriger, depuis les images numérisées. Une méthode de réduction astrométrique par rattachement aux étoiles du champ, adaptée aux plaques USNO, a aussi été produite pour pouvoir calculer très précisément les positions astrométriques absolues (RA,Dec) et intersatellites des satellites galiléens, tout en corrigeant nécessairement de nombreux effets instrumentaux et physiques tels la coma-magnitude ou encore la réfraction atmosphérique totale. L'ensemble de cette procédure a été optimisé pour que le faible nombre de références stellaires dont nous disposons suffise à la précision recherchée. Pour la première fois depuis ces plaques, nous avons déterminé des positions absolues (RA,Dec) dans le système de référence ICRS, là où les positions n'étaient que relatives entre satellites. Aussi et pour le système jovien, nous avons obtenu des données d'une précision de 75 mas en absolu et 36 mas en intersatellite, alors que la précision n'était que de 90 mas à l'époque et en intersatellite seulement. De plus, les observations obtenues fournissent non seulement des positions des satellites, mais aussi des positions de la planète Jupiter. Les résultats produits nous ont ainsi permis de comparer différents catalogues d'étoiles et différentes éphémérides satellitaires et planétaires. Ils ont aussi été utilisés pour ajuster aux observations la dernière théorie dynamique des satellites produite par l'IMCCE. Mots-clés: astrométrie, observation, plaque photographique, réduction astrométrique, numérisation, catalogue d'étoiles, éphéméride.

La distribution tridimensionnelle de la matière interstellaire (ou milieu interstellaire, MIS) dans la Galaxie est un outil très général encore peu développé aujourd'hui, une raison majeure étant la difficulté d'estimer les distances aux complexes nuageux, une situation qui va changer très prochainement grâce à la mission Gaia. En effet, la détermination des distances aux nuages fait appel à la technique des mesures d'absorption le long des lignes de visée vers les étoiles, et donc requiert les valeurs de leurs distances, lesquelles seront précisément mesurées par Gaia. Une des techniques permettant d'estimer la structure 3D du MIS est l'inversion des colonnes absorbantes de gaz et de poussière mesurées vers un grand nombre d'étoiles situées à différentes distances et dans différentes directions. Le travail présenté dans cette thèse contribue à la constitution des bases de données nécessaires à cette technique, pour le milieu interstellaire proche, à l'étude des résultats de ces inversions, ainsi qu'aux liens entre différents traceurs de la matière interstellaire. L'ensemble se place dans la perspective des avancées qui seront permises en ce domaine grâce à Gaia et aux programmes en support à la mission. Le titre de cette thèse fait en ce sens référence aux utilisations des cartographies du MIS proche comme test des outils d'inversion qui doivent être développés vers les plus grandes échelles dans le contexte de la mission, et d'autre part aux utilisations des cartes comme supports à la détermination des paramètres stellaires, en fournissant des contraintes sur le rougissement lorsque celui-ci ne peut être déduit de façon indépendante par les observations spectroscopiques.

Nous avons étudié ici une nouvelle forme d’excitation, dite collective, dans la croûte interne des étoiles à neutrons. Dans cette partie de l’étoile, en se structurant, la matière prend des formes aux géométries originales appelées « phase pasta » et dont l’état est superfluide dans des conditions de température caractéristiques des étoiles à neutrons. L’objectif était de décrire des excitations dont les longueurs d’onde varient de la taille de la cellule de Wigner-Seitz à des très grandes valeurs. Ces dernières sont essentielles pour l’étude à basse énergie et représentent l’aspect macroscopique de ce milieu alors que les premières correspondent aux aspects microscopiques de la matière. Pour cela nous avons opté pour une approche fondée sur l’hydrodynamique des superfluides à plusieurs constituants. Ainsi, nous avons pris en compte les propriétés essentielles de la matière nucléaire telles que les vitesses du son. Le modèle que nous avons développé consiste essentiellement en l’étude de la propagation de perturbations à travers ces structures, par rapport à un équilibre hydrostatique. Nous nous sommes penchés sur le cas des structures en forme de plaques uniquement. Pour cela nous avons été conduits à définir des conditions aux bords, afin de modéliser les effets des interfaces. La périodicité du milieu a été prise en compte en utilisant le théorème de Floquet-Bloch. La résolution des équations nous a permis d’obtenir les spectres d’excitations de ces plaques. Nous en avons dégagé les propriétés physiques et nous avons utilisé ces spectres pour le calcul de chaleur spécifique. Ceci nous a permis d’étudier la contribution de ces excitations collectives en les comparant aux autres formes d’excitations possibles. Ainsi nous avons constaté que cette nouvelle contribution était loin d’être négligeable. Elle aura sa place à part entière dans les futurs calculs d’évolution thermique des étoiles à neutrons.

Cette thèse présente l'analyse d'un échantillon de 53 galaxies observées telles qu'elles étaient il y a 10 milliards d'années avec le spectro-imageur SINFONI au VLT. Ces galaxies ont une brillance de surface supérieure de plus d'un ordre de magnitude à celles observées dans les galaxies locales. Leurs raies d'émission de gaz ionisé sont aussi remarquablement larges. Il a souvent été suggéré que l'accrétion de gaz pouvait être responsable de l'élargissement de ces raies. Jemontreraique les taux d'accrétion de gaz et la quantité d'énergie injectée doivent être bien supérieurs à ceux attendus par les simulations pour expliquer la forte brillance de surface en H-alpha observée dans ces galaxies. Je montrerai que la formation stellaire joue un rôle prépondérant sur l'ionisation et les caractéristiques dynamiques du gaz diffus ionisé : la corrélation entre l'intensité de la formation stellaire et l'élargissement des raies du gaz ionisé peut être modélisée par une simple relation d'injection d'énergie. En outre, la pression dans le milieu interstellaire (MIS) de ces galaxies distantes est particulièrement importante, suffisamment pour produire de vigoureux vents galactiques et un fort niveau de turbulence, tout du moins pour les galaxies ayant les plus grandes brillances de surface en H-alpha. Ces caractéristiques sont similaires à celles que l'on trouve dans les galaxies à flambées d'étoiles de l'univers proche. Ceci nous permet d'esquisser un tableau dans lequel la pression dans le MIS est régulée par la formation stellaire, et semble déterminer la nature de la formation stellaire : c'est l'autorégulation de la formation stellaire.

Cette thèse a pour sujet l'étude des mouvements de rotation des corps dits triaxiaux, qui ne sont pas seulement aplatis comme la Terre, mais qui s'écartent aussi de la symétrie axiale. Nous commençons par construire une théorie analytique fondée sur un formalisme Hamiltonien, que nous appliquons ensuite à deux corps triaxiaux : la planète Vénus et le neuvième satellite de Saturne, Phoebe. Ceci nous permet de déterminer pour la première fois leurs coefficients de précession-nutation en longitude et en obliquité. Nous présentons également aussi les caractéristiques du mouvement libre de Vénus. Puis nous réévaluons par une approche numérique incluant les éphémérides planétaires ces mouvements de précession-nutation. Pour Vénus, tout en confirmant nos résultats analytiques à une précision relative de $10^{-5}$, cela nous donne accès aux effets indirects des planètes qui agissent sur son orbite, ainsi qu'à l'évolution de l'obliquité sur une longue période (500\,000 ans). Pour Phoebe, l'étude approfondie des éphémérides montre que le mouvement orbital de ce satellite est loin d'être Keplerien, et qu'il faut développer un modèle analytique plus complexe pour atteindre la même précision que l'intégration numérique dans le cas des corps très perturbés. De manière générale, nous montrerons que l'effet de la triaxialité sur le mouvement de rotation devient plus important à mesure que la vitesse de rotation de l'objet considéré décroît. Pour finir, nous étudions les effets de l'atmosphère, du noyau et des marées gravitationnelles du Soleil sur la durée du jour de Vénus, et comment l'observation de ces effets pourrait contraindre les propriétés géophysiques de la planète.