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2024
Composition du jury
M. Christian BIZOUARD, Professeur, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Veronique DEHANT, Professeur, Royal Observatory of Belgium, Rapporteur du jury
M. Jérôme VERDUN, Professeur, Ecole Supérieure des Géomètres et Topographes, Rapporteur du jury
M. Pierre BRIOLE, Professeur, ENS-PSL, Membre du jury
M. Félix PEROSANZ, Directeur de recherche, CNES, Membre du jury
M. David COULOT, Chargé de recherche, ENSG-Géomatique, Membre du jury
Mme Lucia SEOANE, Assistant professor, GET, Membre du jury
M. Sébastien LAMBERT, Astronome adjoint, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
Résumé :
Depuis le début du 20e siècle, les observations géodésiques permettent de suivre les variations de la rotation de la Terre et ainsi d’étudier les effets dynamiques externes et internes à l’origine de ces variations. Les années 1980 ont vu les toutes premières tentatives d’estimation des variations sub-diurnes de la rotation terrestre grâce aux sessions intensives VLBI. Elles ont été suivies par des campagnes d’observation continue (CONT) du réseau VLBI puis les taitement des observations du GNSS. Alors que la capacité du réseau VLBI à estimer la variation sub-diurne de la rotation de la Terre est encore limitée par la fréquence insuffisante des sessions d’observation régulières, le GNSS est avantagé par un réseau plus étendu et de ses observations beaucoup plus fréquantes. Dans ce travail, nous utilisons les données de la constellation américaine GPS et de la constellation européenne Galileo couvrant la période 2017 à 2022 pour déterminer à la fois des solutions mono-constellation et des solutions multi-GNSS des ERP avec un résolution horaire avec le logiciel GINS/DYNAMO, développé et maintenu par le centre d’analyse français IGS GRG, géré par le CNES/CLS. Le choix de cette période assure une performance comparable entre les deux constellations. Nou avons testé les contraintes pour bloquer la bande rétrograde diurne (la nutation par la convention). Nous avons trouvé leur application bénéfique pour la détermination des contenus spectraux dans les autres bandes sub-diurnes, c’est-à-dire la bande diurne prograde et semi-diurnes prograde et rétrograde. Nous montrons également que pour une estimation horaire de UT1, il est nécessaire et suffisant de fixer les valeurs de UT1 à celles déterminées par les observations VLBI une fois par jour. Nous avons validé les solutions en comparant les réseaux terrestres et célestes résolus en même temps que les solutions ERP horaires aux réseaux des solutions finales GRG dans le cadre de la campagne IGS Repro3. Nous comparons les deux constellations par des analyses spectrales et harmoniques. Les séries temporelles des résidus sur les ERP sont confrontées aux excitations géophysiques modélisées telles que les fonctions de moment cinétique océanique et atmosphérique, ainsi qu’à un modèle empirique dérivé des observations VLBI. En parallele, nous avons développé un nouveau modèle des effets sub-diurnes produites par les marées océaniques sur les ERP en nous fondant sur les derniers développements de la théorie du mouvement du pôle et de l’atlas des marées océaniques FES2014b.
Summary :
Since the beginning of the 20th century, geodetic observations have allowed us to monitor the variations of the orientation and rotation of the Earth and thus study external and internal dynamical effects that cause such variations. The 1980s witnessed the very first attempts of estimations of sub-daily variations of the Earth’s rotation through VLBI intensive sessions, succeeded by continuous observation campaigns (CONT) of the VLBI network and then GNSS observations. While the ability of the VLBI network to estimate sub-daily variation of the Earth rotation is still limited by its inadequate frequency of regular observation sessions, GNSS data has more to exploit for its well-spread network and intensive observations. In this work we use data from the American constellation GPS and the European constellation Galileo spanning from 2017 to 2022 to derive both single-constellation solutions and multi-GNSS solutions of hourly ERP with the GINS/DYNAMO software, developed and maintained by the French IGS analysis center GRG, operated by CNES/CLS. The choice of this period is made to ensure a comparable performance between the two constellations. The constraint to block the retrograde diurnal band (conventionally the nutation) is tested. We found it beneficial for studies of the spectral and harmonic contents in other sub-diurnal bands, namely the prograde diurnal band and the prograde and retrograde semi-diurnal bands. We also show that for an hourly estimation of UT1, it is necessary and sufficient to fix one point per day to the apriori values that are determined by VLBI observations. Solutions are validated by comparing terrestrial and celestial networks resolved together with the hourly ERP solutions to GRG final solutions in the context of the IGS Repro3 campaign. Comparison between the two constellations is done through spectral and harmonic analyses. Residual time series are compared with reconstructions of geophysical excitations such as oceanic and atmospheric angular momentum functions, as well as an empirical model derived from VLBI observations. A new model of sub-daily effects of ocean tides on the ERP is also developed based on the recent development of the polar motion theory and the FES2014b ocean tide atlas.
Composition du jury
M. Damien GRATADOUR, Chargé de recherche, Centre national de la recherche scientifique France, Directeur de these
M. Marcel CARBILLET, Professeur, Université Côte d’Azur, Rapporteur du jury
M. Henri-Pierre CHARLES, Professeur, Commissariat à l’énergie atomique et aux énergies alternatives, Rapporteur du jury
Mme CORINNE ANCOURT, Professeur, Mines de Paris, Membre du jury
M. Dirk SCHMIDT, Professeur, National Solar Observatory, Membre du jury
Mme Maria A. SERRANO, Ingénieur de recherche, Nearby Computing, Membre du jury
Résumé :
Le design des processeur graphiques (GPU), centré sur le débit n’est pas toujours en adéquation avec les besoins d’applications aux besoins temps-réels. Les récents avancements technologiques, à la fois hardware et logiciels permettent toutefois de parvenir à des solutions nouvelles en matière de réduction de latences dues à l’intégration de GPU dans un système. Dans cette contribution, nous nous sommes intéressés à ces avancements afin de proposer plusieurs pistes d’amélioration dans le contexte d’un système d’optique adaptative, incluant un nouveau modèle de graphes persistants pour un ordonnancement des tâches sur le GPU dans un environnement isolé, une proposition d’extension au standard OpenMP pour supporter des synchronisations GPU et l’amélioration des performances brutes d’une multiplication matrice-vecteur à travers un algorithme de compression.
Summary :
The emphasis on throughput in graphics processing units design presents challenges when incorporating them into time-sensitive applications. However, advancements in both GPU architectures and software have emerged, enabling the reduction of overhead and interference along critical paths through sophisticated GPU mechanisms, all while maintaining elevated throughput levels. In this contribution, we have explored these advancements to suggest several avenues for improvement within the context of an adaptive optics system, including a new model of persistent graphs for task scheduling on the GPU in an isolated environment, a proposal for extending the OpenMP standard to support GPU synchronizations, and enhancing the raw performance of a matrix-vector multiplication through a compression algorithm.
Composition du jury
M. Yann LE COQ, Ingénieur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. DANIEL COMPARAT, Directeur de recherche, Université Paris-Saclay (LAC), Rapporteur du jury
M. Jean-Baptiste TREBBIA, Chargé de recherche, Laboratoire Photonique Numérique et Nanoscience, Rapporteur du jury
Mme Caroline CHAMPENOIS, Directeur de recherche, Université Aix-Marseilles (PIIM), Membre du jury
M. Mehdi ALOUINI, Professeur, University of Rennes (DOP), Membre du jury
Mme Bess FANG, Astronome adjoint, Observatoire de Paris, Co-encadrant de these
Mme Signe SEIDELIN, Professeur, Université Grenoble Alpes (Institut Néel), Co-encadrant de these
M. Christophe LE PONCIN-LAFITTE, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
Résumé :
Les lasers ultra-stables basés sur le technique de trous brulés spectraux constituent une alternative prometteuse pour surmonter la limitation du bruit thermique dans le schéma traditionnel de cavité Fabry-Perot ultra-stable. Dans cette thèse, un cristal à des températures cryogéniques est utilisé pour réaliser des trous spectraux étroits comme référence de fréquence. Un schéma de détection multi-hétérodyne flexible et polyvalent basé sur radio logiciel est réalisé pour obtenir de faibles bruits de détection. Le cristal est refroidi à des températures inférieures à 1 K pour obtenir de meilleures performances en bruit et en sensibilité thermique. Parallèlement, certaines propriétés pertinentes des trous spectraux sont caractérisées dans ce régime de température, et des propriétés interessantes, non prévues par des modèles thèorique simples sont mis en évidence. En outre, un phénomène inédit est observé et analysé de façon préliminairement sur la base de plusieurs mesures de caractérisation, fournissant de nouvelles informations pour comprendre le système du cristal . De façon remarquable, la stabilité de fréquence fractionnelle du laser, asservi sur des trous spectraux, a été améliorée de manière encourageante à , soit environ 2 fois mieux que les meilleurs résultats publiés précédents. Ceci fournit des preuves convaincantes du potentiel de l’approche des trous brûlés spectraux pour de futures applications métrologiques.
Summary :
Ultra-stable lasers based on the spectral burned-hole technique offer a promising alternative to overcome the thermal noise limitation in the traditional ultra-stable Fabry-Perot cavity scheme. In this thesis, a crystal at cryogenic temperatures is used to realize narrow spectral holes as a frequency reference. A flexible and versatile software radio-based multi-heterodyne detection scheme is realized to achieve low detection noise. The crystal is cooled to temperatures below 1 K to achieve better performance in terms of noise and thermal sensitivity. At the same time, certain relevant properties of spectral holes are characterized in this temperature regime, and interesting properties not predicted by simple theoretical models are revealed. In addition, a novel phenomenon is preliminarily observed and analyzed on the basis of several characterization measurements, providing new insights into the crystal system. Remarkably, the fractional frequency stability of the laser, slaved to spectral holes, has been encouragingly improved to , some 2 times better than the best previous published results. This provides convincing evidence of the potential of the spectral burned-hole approach for future metrological applications.
Composition du jury
M. Etienne PARIAT, Chargé de recherche, Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP), Directeur de these
M. Stefaan POEDTS, Professeur, KU Leuven - CmPA, Rapporteur du jury
M. Alexis ROUILLARD, Chargé de recherche, CNRS - IRAP, Rapporteur du jury
Mme Karine ISSAUTIER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris - LESIA, Membre du jury
M. Thierry DUDOK DE WIT, Professeur, Université Orléans - LPC2E, Membre du jury
Mme Sophie MASSON, Astronome adjoint, Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP
Résumé :
Composition du jury
M. Hector FLORES, Astronome, Gepi-Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Paola DI MATTEO, Astronome adjoint, GEPI-Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Philippe AMRAM, Professeur, LAM- Aix-Marseille University, Membre du jury
M. Michele CIRASUOLO, Astronome, ESO, Rapporteur du jury
M. Thierry CONTINI, Directeur de recherche, IRAP-Université de Toulouse, Rapporteur du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur, LERMA-Observatoire de Paris, Membre du jury
Résumé :
Selon le scénario hiérarchique, les fusions de galaxies jouent un rôle majeur dans l’évolution des galaxies en influençant directement la morphologie et la cinématique des galaxies, en particulier à des redshifts élevés et intermédiaires. Le but principal de cette thèse a été de confirmer l’influence des fusions de galaxies depuis ∼ 5 Gyrs et d’étudier le rôle de ce processus sur l’origine des barres observées et des galaxies satellites à redshift intermédiaire. Pour étudier les galaxies, nous avons analysé la morpho- cinématique d’un échantillon de 93 galaxies de masse intermédiaire (MJ ≤ −20, 3) à 0,4 < z < 0,85. Notre approché très conservatif nous a permis de construire un échantillon représentatif tout à fait independent des études antérieurs. Par la suite en utilisant des images profondes à haute résolution, nous avons recherché la présence de barres pour chacune des galaxies de notre échantillon et le nombre de galaxies satellites (MJ > -20.3) détectées. Finalement, pour comparaison, nous avons recherche de galaxies satellites pour toutes les galaxies de masse intermédiaire dans le champ CANDELS-GOODS-S. Pour notre étude, nous avons combiné les images profondes à haute résolution du HST, les cartes de couleur I − J avec les cartes cinématiques construites utilisant des raies en émission ([OII], [OIII], et Hα). Les images proviennent du survey HLF CANDELS-GOODS-S et les observations 3D de nos observations KMOS, et les données disponibles de MUSE-Wide survey (base de donnés ESO). A partir des images, nous avons trouvé une fraction de 27% de la population générale de galaxies à 0,4 < z < 0,85 montre des morphologies particulières. De plus, à partir de notre classification cinématique, nous trouvons que la majorité des galaxies ont une cinématique perturbée ou complexe. Cela se traduit par une fraction de 24% de galaxies spirales isolées en contraste avec 76% de systèmes semi-virialisés et non-virialisés, ce qui suggère que la majorité des galaxies se trouvent à un certain stade de la séquence de fusion il y a ∼ 5 Gyrs, en accord avec des études precedents. En nous concentrant sur les galaxies barrées, nous avons trouvé que ∼ 90% de ces galaxies ont signés d’avoir subi un processus de fusion, ce qui peut être interprété comme les barres observées à un redshift intermédiaire sont principalement origines par les interactions entre galaxies. Nous notons également que la plupart des galaxies sont dans des groupes d’au moins 2 galaxies et que le disque spiralé isolé a tendance à avoir un plus grand nombre de galaxies satellites. Cependant, ces derniers résultats devront être confirmés par une nouvelle étude utilisant des données spectroscopiques de meilleure qualité provenant d’instruments de nouvelle génération tels que MOONS au VLT. Nous consolidons et soutenons les résultats précédents qui indiquent que les fusions majeures sont le processus prédominant dans le façonnement des propriétés de la galaxie ∼ 5 Gyrs, contrairement à ce qui est observé dans l’Univers local où l’évolution séculaire semble avoir un impact plus important. Ceci est cohérent avec le scénario dans lequel l’Univers est en transition entre les premiers temps dominés par des processus violents, et un Univers actuel dominé principalement par des événements lents.
Summary :
According to the hierarchical scenario, galaxy mergers play an important role in the evolution of present-day galaxies by directly impacting galaxies’ morphology and kinematics, especially at higher and intermediate redshift. The main goal of this thesis is to confirm the influence of galaxy mergers since ∼ 5 Gyrs ago and investigate the role of this process on the origin of the observed bars and satellite galaxies at intermediate redshift. For that purpose, we present the morpho-kinematic analysis in a sample of 93 intermediate-mass galaxies (MJ ≤ −20.3) at 0.4 < z < 0.85. Our highly cautious approach has allowed us to construct a representative sample that is completely independent of previous studies. Then, using deep high-resolution images, we searched for the presence of bars for each galaxy in our sample, and the number of detected satellite galaxies ( MJ > -20.3). Finally, for comparison, we have searched for satellite galaxies around all intermediate-mass galaxies in the CANDELS-GOODS-S field. For this work, we combined the HST photometric and the I −J color maps with a kinematic map construction via nebular emission lines ([OII], [OIII], and Hα). The images come from the HLF CANDELS-GOODS-S survey whereas the IFS data were taken from our KMOS observations and available data from the MUSE-Wide survey (ESO database). Using the photometric images, we found a fraction of 27% of the general galaxy population at 0.4 < z < 0.85 presenting peculiar morphologies. Also, by applying our kinematic classification, the majority of galaxies have perturbed or complex kinematics. This translates into a fraction of 24% of isolated spiral galaxies in contrast with 76% of semi-virialized and non-virialized systems, suggesting that the majority of galaxies are in some stage of the merger sequence ∼ 5 Gyrs ago, consistent with previous results. Focusing on the barred galaxies, we found that ∼ 90% of these galaxies have evidence of undergoing a merger process, which can be interpreted as the observed bars at intermediate redshift mainly originating from galaxy interactions. Also, we note that most galaxies are in groups of at least 2 galaxies and that the isolated spiral disk tends to have a higher number of satellite galaxies. However, these last results should be supported by a new study using higher-quality spectroscopic data from new-generation instruments such as MOONS at the VLT. We consolidate and support previous results which indicate that major mergers are the predominant process in shaping the galaxy’s properties ∼ 5 Gyrs, contrary to that observed in the local Universe where secular evolution appears to have a greater impact. This is consistent with the scenario in which the Universe is in transition from early times dominated by violent processes, to a present-day Universe dominated mostly by slow events.
Composition du jury
M. Jean-Michel ALIMI, Directeur de recherche, Université Paris-Sciences Lettres, Directeur de these
M. Philippe BRAX, Directeur de recherche, Université Paris-Saclay, Rapporteur du jury
M. Alain BLANCHARD, Professeur des universités, Université Paul Sabatier - Toulouse III, Rapporteur du jury
M. Gary MAMON, Astronome, Sorbonne Université, Membre du jury
Mme Katarina KRALJIC, Chargé de recherche, Université de Strasbourg, Membre du jury
Mme Roya MOHAYAEE, Directeur de recherche, Sorbonne Université, Membre du jury
M. David VALLS-GABAUD, Directeur de recherche, Université Paris-Sciences Lettres, Membre du jury
M. Emmanuel NEZRI, Chargé de recherche, Université d’Aix-Marseille, Membre du jury
Résumé :
Les halos de matière noire sont des structures fondamentales en cosmologie. La complexité de leur processus de formation est une conséquence directe du caractère fortement non-linéaire de la dynamique gravitationnelle dont ils sont le produit. Ainsi, les propriétés des halos ne dépendent pas seulement des détails de leur environnement immédiat ; elles sont également fortement imprégnées par la dynamique d’expansion de l’Univers d’arrière-plan. La complexité du processus d’effondrement des halos se manifeste aussi au travers de leur structure, et en particulier de leur forme. Si, en première approximation, les halos peuvent être décrits comme des sphères parfaites, la nécessité d’une description ellipsoïdale est maintenant bien établie. Dans cette thèse, nous mettons en évidence une relation, indépendante de la cosmologie, entre la forme des halos simulés de matière noire et la variance lissée des fluctuations non-linéaires de la densité du champ de matière cosmique. L’universalité de cette relation est indépendante du redshift, de l’état de relaxation des halos étudiés ou même de l’algorithme utilisé pour les détecter. Nous montrons que cette propriété de l’effondrement des halos conduit à une nouvelle méthode de mesure du spectre de puissance de la matière cosmique. Nous étendons ensuite le résultat aux modèles de gravité modifiée et nous expliquons comment les mécanismes d’écrantage altèrent la relation liant cosmologie et forme des halos. En ce sens, nous élaborons une nouvelle sonde de la gravité modifiée. Enfin, nous proposons d’utiliser les propriétés de masse et de forme d’ellipsoïdes confocaux décrivant la distribution de matière dans les halos simulés, pour détecter la cosmologie. À cet effet, nous recourrons à des outils d’apprentissage automatique, des arbres de décision agrégés par descente de gradient. Nous insisterons dans cette partie sur les nombreuses embuches méthodologiques que cette approche génère, et notamment des effets de type Clever Hans qui découlent de la granularité des données. Nous montrerons que leur détection et leur élimination sont nécessaires à toute interprétation physique des résultats.
Summary :
Dark matter halos are fundamental structures in cosmology. The complexity of their formation process is a direct consequence of the highly non-linear nature of the gravitational dynamics of which they are the product. Thus, the properties of halos depend not only on the details of their immediate environment, but are also strongly influenced by the expansion dynamics of the background Universe. The complexity of the collapsing halos is also apparent in their structure, and in particular in their shape. While, to a first approximation, halos can be described as perfect spheres, the need for an ellipsoidal description is now well established. In this thesis, we demonstrate a cosmology-independent relationship between the shape of simulated dark matter halos and the smoothed variance of nonlinear power spectrum. The universality of this relationship is independent of the redshift, the relaxation state of the halos or even the algorithm used to detect them. We show that this property of halo collapse leads to a new method to measure the power spectrum of cosmic matter. We then extend the result to modified-gravity models, and explain how screening mechanisms alter the relationship linking cosmology and halo shape. In this way, we develop a new probe of modified gravity. Finally, we propose to use the mass and shape properties of confocal ellipsoids, which describe the distribution of matter in simulated halos, to detect cosmology. To this end, we use machine learning tools, decision trees aggregated by gradient boosting. We will focus on the many methodological pitfalls that this approach generates, and in particular the so-called Clever Hans effects that arise from the granularity of the data. We will show that their detection and elimination are necessary for any physical interpretation of the results.
2023
Composition du jury
M. Jacques LASKAR, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Anne LEMAITRE, Professeur, Université de Namur, Rapporteur du jury
M. Philippe NABONNAND, Professeur émérite, Université de Lorraine, Rapporteur du jury
M. Alain ALBOUY, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. William SHEEHAN, Independant scholar,, Membre du jury
M. Christian BIZOUARD, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. David AUBIN, Professeur des universités, Sorbonne Université, CoDirecteur de these
Mme Colette LE LAY, Professeur émérite, Université de Nantes, Membre du jury
Résumé :
On commence par décrire de quelle manière Le Verrier a entamé une carrière d’astronome après avoir amorcé une prometteuse carrière de chimiste. Il a notamment passé l’essentiel de l’année 1837 à prendre des notes bibliographiques à la bibliothèque de l’Institut afin d’accélérer sa formation d’astronome. Il se lance, dès ses premières recherches, dans des travaux ambitieux, comme la stabilité du système solaire. Il se fait rapidement remarquer par ses collègues géomètres et durant l’été 1845, Arago lui demande de trouver une explication pour les irrégularités du mouvement d’Uranus. Une explication simple serait l’inexactitude des tables en vigueur, réalisées par Alexis Bouvard en 1821 et construites à partir de ses calculs de perturbation. Le Verrier va dans un premier temps refaire l’intégralité du calcul des perturbation exercées par Saturne et Jupiter sur Uranus. A partir de ces résultats, il peut évaluer l'écart en longitude entre la théorie de Bouvard et la sienne ; il montre qu'il est impossible de corriger la théorie de Bouvard en corrigeant seulement les éléments elliptiques d'Uranus. Il forme alors des éphémérides d'Uranus en se fondant sur ses propres calculs de perturbations, ce qui lui permet d'évaluer les écarts entre les 279 observations $O$ retenues pour Uranus et les prédictions de position correspondantes $C$ à partir de ses tables. Il constate des écarts $O-C$ importants, qu'il essaie de réduire en corrigeant les paramètres d'Uranus. Il montre qu'il est impossible de réduire complètement ces écarts $O-C$ en corrigeant seulement les paramètres d'Uranus. Il cherche alors à expliquer les irrégularités des mouvements d'Uranus par l'action d'une planète extérieure. Il forme 18 équations de condition qui lui permettent de localiser une zone du ciel où pourrait se trouver une telle planète perturbatrice. Puis, dans un deuxième temps, en s'appuyant sur un système de 33 équations, il affine cette première localisation. Il envoie la position trouvée à Galle, qui, aidé de d'Arrest, observe à l'observatoire de Berlin le 23 septembre 1846 la nouvelle planète à environ 1° de la position indiquée par Le Verrier . Ce succès soulève un enthousiasme général et Le Verrier est comblé d'honneurs. Mais une controverse sur la priorité de la découverte est rapidement soulevée, car un astronome anglais, J. C. Adams, a prédit, pour la planète perturbant Uranus, un an avant Le Verrier, une position voisine de celle de Le Verrier, mais il n'avait pas publié ses résultats. Par ailleurs, en s'appuyant sur une observation fortuite faite par Lalande en 1795, un astronome américain, Walker, établit pour Neptune une orbite très différente de celle prédite par Le Verrier. Le Verrier subit plusieurs attaques, dont la principale vient du physicien Babinet. Il se défend en montrant lors de trois interventions successives à l'Académie des Sciences que son orbite, même si elle diffère notablement de l'orbite réelle, permet de rendre compte des positions de Neptune pendant une période de 65 ans avec une erreur inférieure à 18°. Assez rapidement, la polémique s'éteint et l'on ne retient que les prouesses calculatoires d'Adams et de Le Verrier.
{{Summary}} :
We begin by describing how Le Verrier started a career as an astronomer after having undertaken a promising career as a chemist. In particular, he spent most of 1837 taking bibliographical notes in the Institute's library in order to accelerate his training as an astronomer. From his first research, he launched into ambitious work, such as the stability of the solar system. He quickly came to the attention of his fellow geometers and during the summer of 1845, Arago asked him to find an explanation for the irregularities in the movement of Uranus. A simple explanation would be the inaccuracy of the current tables, produced by Alexis Bouvard in 1821 and constructed from his perturbation calculations. Firstly, Le Verrier redid the entire calculation of the perturbations exerted by Saturn and Jupiter on Uranus. From these results, he could evaluate the difference in longitude between Bouvard's theory and his own; he showed that it was impossible to correct Bouvard's theory by simply correcting the elliptical elements of Uranus. He then formed ephemeris of Uranus based on his own perturbation calculations, which allowed him to evaluate the differences between the 279 observations $O$ retained for Uranus and the corresponding position predictions $C$ from his tables. He noticed significant $O-C$ differences, which he tried to reduce by correcting the parameters of Uranus. He showed, by 3 different methods, that it was impossible to reduce these $O-C$ differences by only correcting the parameters of Uranus. He then sought to explain the irregularities in the movements of Uranus by the action of an external planet. He formed 18 condition equations which allowed him to locate an area of the sky where such a disruptive planet could be found. Then, in a second step, based on the resolution of a system of 33 equations, he refined this first location. He sent the position found to several foreign observatories and Galle, helped by d'Arrest, observed at the Berlin observatory on September 23, 1846 the new planet at approximately 1° from the position indicated by Le Verrier. This success aroused general enthusiasm and Le Verrier was showered with honors. But a controversy over the priority of the discovery quickly arose, because an English astronomer, John Couch Adams, had predicted, for the planet disturbing Uranus, a year before Le Verrier, a position close to that of Le Verrier, but he had not published his results. Besides, through a calculation based on a chance observation made by Lalande in 1795, an American astronomer, Walker, established an orbit for Neptune very different from that predicted by Le Verrier. Le Verrier suffered several attacks, the main one coming from the physicist Babinet. He defended himself by showing during three successive presentations at the Academy of Sciences that his orbit, even if it differed notably from the real orbit, made it possible to account for the positions of Neptune over a period of 65 years with an error less than 18°. Quite quickly, the controversy died down and people only remembered the computational feat of Adams and Le Verrier
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-*{{Jeudi 30 novembre 2023, 10h00}}, Amphithéâtre Evry Schatzman
Observatoire de Paris, site de Meudon - 5, place Jules Janssen, F-92195 Meudon cedex, Batiment 18 et https://www.youtube.com/channel/UCzPLngWE_6JVuJ4szh8U-RQ, Soutenance de thèse de {{Monsieur Julien PLANTE }}, sur le sujet "Technologies habilitantes pour l’acquisition et le traitement en temps-réel de gros volumes de données et leurs applications aux télescopes astronomiques géants et aux systèmes radars."
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Damien GRATADOUR, Chargé de recherche, Observatoire de Paris - CNRS, Directeur de these
M. Jason HESSELS, Professor, University of Amsterdam, Rapporteur du jury
M. Nicolas GAC, Professeur, Université Paris-Saclay, Rapporteur du jury
Mme Béatrice PESQUET-POPESCU, Professeur, Thales LAS, Membre du jury
Mme Chiara FERRARI, Astronome, Observatoire de la Côte d’Azur, Membre du jury
Mme Françoise COMBES, Professeur, Collège de France, Membre du jury
{{Résumé}} :
Les systèmes de notre monde sont en croissance constante en termes de précision, rapidité et consommation énergetique. Cette croissance passe par la production de volumes de données toujours plus importants, qui deviennent difficiles à traiter avec les technologies standard actuelles. Dans le cadre de cette thèse, nous nous sommes intéressé à des technologies émergentes, telles que le calcul sur GPU, le réseau en espace utilisateur, DPDK et GPUDirect, permettant de répondre à ce besoin, et les avons appliquées à plusieurs projets concrets (acquisition de front d’ondes pour optique adaptative, detection en temps réel de transients radio, traitement du signal radar) avec succès. Ces résultats sont très encourageants pour réussir à dépasser les limites des technologies standard, et promettent une utilisation massive dans de nombreux domaines (astronomie, radar, mais aussi véhicules autonomes, finance, etc).
{{Summary}} :
Systems of our world are following a constant growth in terms of precision, speed and electrical consumption. This growth involves the production of always bigger volumes of data, which become difficult to process using today’s standard technologies. In the context of this PhD, we looked into emerging technologies such as GPU computing, userland networking, DPDK and GPUDirect, which are able to answer this need, and applied them to multiple real-life projects (wavefront acquisition for adaptive optics, real-time fast radio burst detection, radar signal processing) with success. These results are very encouraging towards overcoming the bottleneck of current standard technologies, and are promising regarding a massive use in many domains (astronomy, radar, but also autonomous vehicules, finance, etc).
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-*{{Lundi 27 novembre 2023, 10h00}},Observatoire de Paris - Site de Meudon, Salle de conférence du Château , 5, place Jules Janssen, 92195 Meudon, Soutenance de thèse de {{Madame Anna LUASHVILI }}, sur le sujet "Étude de l’origine de la variabilité rapide dans les blazars."
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
Mme Catherine BOISSON, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Andreas ZECH, Professeur, Observatoire de Paris, LUTH, CoDirecteur de these
Mme Françoise COMBES, Professeur, Observatoire de Paris - LERMA, Collège de France, Membre du jury
Mme Elina LINDFORS, Maître de conférences, Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), University of Turku, Membre du jury
M. Fabian SCHUSSLER, Ingénieur-chercheur au CEA, IRFU, CEA, Université Paris-Saclay, Membre du jury
M. Pierre-Olivier PETRUCCI, Directeur de recherche, Université Grenoble Alpes, IPAG, Membre du jury
M. Anthony BROWN, Maître de conférences, Durham University, Rapporteur du jury
M. Benoît LOTT, Directeur de recherche, Université de Bordeaux, CENBG, Rapporteur du jury
{{Résumé}} :
Les AGN sont des cœurs compacts de galaxies appelées actives lorsqu’elles montrent des signes d’accrétion de matière sur un trou noir super massif situé dans leur centre et de développement de jets relativistes, capables d’éjecter des particules énergétiques à de grandes distances de leur centre. Leurs principales caractéristiques sont l’extrême brillance de leurs cœurs, dominant l’émission la galaxie hôte, et une émission fortement variable sur tout le spectre électromagnétique, allant des fréquences radio jusqu’aux plus hautes, parfois TeV énergies, attribuée aux processus non-thermiques se produisant dans le jet. Environ 10% d’AGN sont radio-lourd, montrant un jet puissant, et sont divisés en radio galaxies et blazars. Les blazars ont un jet relativiste qui est orienté vers l’observateur. A cause des effets relativistes, leur émission est fortement amplifiée et les temps caractéristiques de variabilité sont réduites dans le référentiel de l’observateur, où nous observons parfois de fortes variabilités de flux sur des échelles de temps aussi courts que quelques minutes seulement - événements violents appelés éruptions (flares en anglais). Ils sont les plus spectaculaires dans les plus hautes énergies. Pour étudier l’origine physique de la variabilité observée dans les blazars et AGN en général, une double approche est nécessaire : coordination de programme de surveillance multi-longueur d’onde de sources variables, avec une capacité de déclenchement rapide d’observations en réponse à différentes alertes, pour acquérir des données quasi-simultanées complètes, puis leur analyse et interprétation à l’aide de modèles de transfert radiatif. Dans cette thèse, j’essaie de résumer ma contribution à chacune de ces étapes. J’ai eu le plaisir de faire partie de la collaboration H.E.S.S., qui dirige un réseau de télescopes Cherenkov en Namibie, permettant la détection des éruptions extrêmement puissantes aux très hautes énergies des AGN. J’ai pu contribuer aux observations au sol, faire partie du groupe de sources d’opportunité, qui suit les AGN les plus variables et déclenche des suivis multi-fréquences et en particulier par HESS. La caractérisation statistique des éruptions des AGN détectées par HESS et l’étude d’un blazar extrêmement variable 3C 279, à travers ses éruptions les plus spectaculaires aux hautes et très hautes énergies constituent mes contributions majeures à deux projets menés au sein du groupe de travail sur les AGN de la collaboration HESS. Ce manuscrit commence par introduire la famille d’AGN et notre vision actuelle du scénario unifié. Il présente les différents scénarios physiques généralement évoquées pour expliquer la variabilité des blazars et AGN en général, à différentes échelles temporelles. Puis, des modèles de transfert radiatif sont présentés, qui s’appliquent à deux sous-classes de blazars. Les méthodes d’analyse de données hautes et très hautes énergies sont également détaillées, obtenues par le télescope spatial Fermi et HESS au sol, nécessaires pour contraindre les modèles radiatifs. Ils sont illustrés à travers les exemples de données des éruptions majeures de 3C 279, détectées aux hautes et très hautes énergies. La modélisation de différents états d’activité en rayonnements gamma de hautes énergies d’un échantillon de galaxies particulières Seyfert de type 1 à raies étroites (que l’on pensait être incapable de développer des jets puissants), et la caractérisation statistique des éruptions d’AGN détectés par HESS constituent le cœur central de cette thèse. Les blazars forment la population principale de sources émettrices de rayonnement gamma de hautes énergies, soupçonnés être émetteurs de neutrinos de hautes énergies et potentiellement des rayons cosmiques d’ultra-hautes énergies. Ils servent comme laboratoires naturels pour des tests de physique fondamentale. Beaucoup de questions restent ouvertes et c’est une époque motivante pour l’astronomie dépendante du temps et multi-messager.
{{Summary}} :
AGN are the compact cores of galaxies which are referred to as active, when they show signs of matter accretion onto a super-massive black hole at their centre and development of relativistic jets, able to expel highly energetic particles at great distances from their centre. Their main characteristics are extremely luminous cores, which outshine the host galaxy radiation, and highly variable emission across the entire electromagnetic spectrum, from radio to very high, sometimes up to TeV energies, ascribed to non-thermal processes at play in the jet. Approximately 10% of AGN are found to be radio-loud, which exhibit a powerful jet and are divided into the groups of radio galaxies and blazars. In the case of blazars, the jet is closely aligned with the line of sight of the observer and due to relativistic effects, their radiation is heavily Doppler boosted and variability timescales are reduced in the observer’s frame, where high amplitude variability can be observed on timescales down to few minutes only. Such violent events are called flares, with the most spectacular outbursts being observed at the highest energies. In order to study the physical origin of rapid variability observed in blazars and AGN in general, a two-fold apporach is nessecary: coordination of extensive multi-wavelength monitoring programs of variable sources, with the ability to swiftly trigger follow-up observations in response to various alerts, in order to collect coherent sets of quasi-simultaneous data at different frequencies and next, their analysis and interpretation by means of radiative transfer models. In this thesis, I try to summarise my contribution to each of these steps. I had the pleasure to be part of the High Energy Stereoscopic System (HESS) collaboration, operating an imaging Cherenkov telescope array in Namibia, which allows us to detect extremely powerful irruptions in distant AGN at very high energies. I could participate in on-site observations, being part of the Target of Opportunity (ToO) group, where we track variable AGN, request and follow MWL observations and especially HESS triggers, which lead to many exciting discoveries over the years. Statistical characterisation of HESS-detected AGN flares and the study of an extremely variable blazar 3C 279 through its most spectacular flaring events detected at high and very high energies constitute my main contributions to two task forces in the AGN working group of HESS. This thesis starts with an introduction to the AGN family and our current vision of the unification scheme. It presents the different physical scenarios which are generally invoked to explain variability with different timescales in blazars and AGN in general. Next, radiative models are presented, suited for two sub-classes of blazars. Moreover, high and very high energy data analysis techniques, collected with Fermi telescope and HESS are detailed, necessary to constrain the radiative models. They are illustrated with the examples of major high and very high energy flare data sets of 3C 279. The modelling of various high energy gamma-ray activity states of a sample of peculiar Narrow-Line Seyfert 1 galaxies (which were not thought to be able to develop powerful jets), and the statistical characterisation of AGN flares detected with HESS constitute the major core of this thesis. Blazars are the dominant population of sources producing high energy gamma-rays. There is strong indication that they are emitters of high energy neutrinos and possibly ultra-high energy cosmic rays as well. They serve as natural laboratories for fundamental physics tests. Many questions still remain open and it is an exciting era for time-dependent and multi-messenger astronomy.
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-*{{Lundi 27 novembre 2023, 15h00}}, Room 402
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University 163, Xianlin Avenue, 210046 Nanjing, China , Soutenance de thèse (Co-tutelle avec l’Université de Nankin, Chine) de {{Monsieur Chen XING}}, sur le sujet "Le rôle de la reconnexion magnétique dans l'évolution des tubes de flux magnétique des éruptions solaires"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Guillaume AULANIER, Astronome, Observatoire de Paris - Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP), Directeur de these
M. Xin CHENG, Professeur, School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, CoDirecteur de these
M. Mingde DING, Professeur, School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, Co-encadrant de these
M. Jingxiu WANG, Professeur, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Rapporteur du jury
Mme Karine BOCCHIALINI, Professeur, Universite Paris-Saclay - Institut d'Astrophysique Spatiale, Rapporteur du jury
M. Chaowei JIANG, Professeur, Institute of Space Science and Applied Technology, Harbin Institute of Technology, Shenzhen, Rapporteur du jury
M. Patrick HENNEBELLE, Directeur de recherche, Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives - Astrophysique Instrumentation Modélisation, Membre du jury
M. Pengfei CHEN, Professeur, School of Astronomy and Space Science, Nanjing University,
{{Résumé}} :
Les éjections de masse coronale (CME) sont des éruptions impulsives de plasmas dans la couronne solaire. Leur interaction avec la magnétosphère de la Terre peut induire des conditions extrèmes de la météorologie de l’espace, avec un impact important sur les activités humaines liées aux technologies de pointe. Une compréhension approfondie de l'évolution des CMEs et de leurs progéniteurs est extrêmement importante pour prédire les éruptions de CMEs et les phénomènes de météorologie de l'espace qui en découlent. Dans cette thèse, à l'aide de simulations numériques et d'observations spatiales, nous étudions la cinématique, les propriétés thermiques et l'évolution du champ magnétique des tubes de flux dans les progéniteurs de CMEs et les CMEs elles-mêmes, avec en particulier le rôle spécifique de la reconnexion magnétique. Nous avons découvert que l'initiation des CMEs avant leur éruption impulsive est un processus couplé à plusieurs processus physiques. Nous avons montré que l'initiation des CMEs est d'abord déclenchée et pilotée par la reconnexion dans des tubes de flux hyperboliques, puis par le couplage de l'instabilité de tore et de cette même. Nous avons aussi montré que les coeurs chauds avant l'éjection impulsive sont formés par les lignes de champ des tubes de flux torsadés chauds, ces dernières étant progressivement formées et chauffées par la reconnexion glissante, dans des feuillets de courant minces entourant le tube de flux. Nous avons également étudié l'évolution du flux magnétique dans les CMEs, et avons trouvé que le tube torsadé pré-éruptif lui-même, plutôt que la reconnexion magnétique pendant l'éruption, est très probablement le principal contributeur au flux toroïdal de la CME. Plus spécifiquement, la reconnexion magnétique augmente d'abord, puis diminue le flux toroïdal des tubes de flux de la CME pendant l'éruption. En outre, nous avons étudié deux nouveaux phénomènes observationnels liés aux CMEs and flashs des éruptions dans la basse atmosphère solaire, notamment des manifestations de la croissance et de la déformation des tubes de flux des CMEs et de leurs progéniteurs, induites par la reconnexion magnétique. Enfin, nous avons proposé deux méthodes pour l'identification des points d’ancrage des tubes de flux associés aux CMEs, qui seront d'une grande utilité pour des futurs travaux visant à étudier leurs évolutions dans la couronne solaire et dans l'espace interplanétaire.
Summary :
Coronal mass ejections (CMEs) are impulsive eruptions of plasmas in the solar corona. Their interaction with the Earth's magnetosphere can induce extreme space weather conditions, with a major impact on human activities related to advanced technologies. A thorough understanding of the evolution of CMEs and their progenitors is extremely important for predicting CME eruptions and their related space weather. In this thesis, using numerical simulations and space observations, we study the kinematics, thermal properties and magnetic field evolution of flux ropes in CME progenitors and CMEs, and especially, the specific role of magnetic reconnection. We have discovered that the initiation of CMEs before their impulsive rise is a multiple-physics coupled-process. We have shown that the initiation of CMEs is first triggered and driven by the reconnection in hyperbolic flux tubes, and then driven by the coupling of torus instability and reconnection. We have also shown that the hot channel before the impulsive ejection is built up by hot flux rope field lines, the latter of which are progressively formed and heated by slipping reconnection in thin current sheets surrounding the flux rope. We also studied the evolution of magnetic flux in CMEs, and found that the pre-eruptive flux rope, rather than the magnetic reconnection during the eruption, is most likely the main contributor to the toroidal flux of the CME. More specifically, the magnetic reconnection first increases and then decreases the toroidal flux of the CME flux rope during the eruption. In addition, we studied two new observational phenomena related to CMEs and flares in the solar lower atmosphere, which are manifestations of the growth and deformation of flux ropes in CME progenitors and CMEs induced by magnetic reconnection. Finally, we have proposed two methods for identifying the footpoints of flux ropes associated with CMEs, which will be very useful for future work aimed at studying their evolution in the solar corona and interplanetary space.
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-*{{Vendredi 17 novembre 2023, 14h00}}, Salle du Conseil, Bâtiment Perrault
Observatoire de Paris, 77 avenue Denfert Rochereau, 75014 Paris, Soutenance de thèse de {{Madame Anne-Charlotte PERLBARG}}, sur le sujet "Programme NAROO - Observations pré-découvertes d’Astéroïdes Potentiellement Dangereux"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Daniel HESTROFFER, Astronome, IMCCE - Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Christine DUCOURANT, Astronome adjoint, Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux - Université de Bordeaux, Rapporteur du jury
M. Ettore PEROZZI, Senior Researcher, Space Situational Awareness Office - Agenzia Spaziale Italiana, Rapporteur du jury
Mme Coralie NEINER, Directeur de recherche, LESIA - Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Paolo TANGA, Astronome, LAGRANGE - Observatoire de la Côte d'Azur - Université de la Côte d'Azur, Membre du jury
M. Anatoliy IVANTSOV, Research Assistant, Observatoire Royal de Belgique, Membre du jury
M. Vincent ROBERT, Maître de conférences, IMCCE - Observatoire de Paris / IPSA
{{Résumé}} :
Le programme New Astrometric Reduction of Old Observations (NAROO) est consacré à la mesure de plaques photographiques et à l'analyse d'anciennes observations à des fins scientifiques. L'un des objectifs du programme NAROO est de fournir des mesures de position précises des petits corps du système solaire afin d'améliorer les connaissances de leurs orbites et de leur dynamique. Les Astéroïdes Potentiellement Dangereux (PHAs) réalisent des rencontres proches avec la Terre. Ils constituent une menace puisqu'un impact peut avoir des conséquences catastrophiques. Les plaques photographiques sont une source substantielle d'anciennes observations d'objets du système solaire. Les bases de données existantes ont permis l'identification d'observations pré-découvertes, observations fortuites faites avant leur découverte, et d'observations anciennes de PHAs. Le numériseur NAROO fut utilisé pour numériser les plaques afin de réaliser leur réduction astrométrique avec le catalogue d'étoiles de référence Gaia DR3. Les résultats furent ajoutés à l'ensemble des données d'observation pour définir de nouvelles solutions orbitales et tenter de détecter l'effet Yarkovsky ou d'autres petites accélérations avec le logiciel Numerical Integration of the Motion of an Asteroid (NIMA). L'ajout de ces positions a amélioré de manière significative la précision de la nouvelle solution orbitale de chaque PHA. L'effet Yarkovsky n'a toutefois pu être détecté significativement que pour quelques objets. Cette thèse démontre l'intérêt d'utiliser des observations pré-découvertes et des observations anciennes sur plaques photographiques afin de mieux évaluer le risque lié aux PHAs dans un contexte de défense planétaire.
{{Summary}} :
The New Astrometric Reduction of Old Observations (NAROO) program is dedicated to the measurement of photographic plates and the analysis of old observations for scientific purposes. One of the objectives of the NAROO program is to provide measurements of precise positions of the small bodies of the solar system in order to improve the knowledge of their orbits and dynamics. Potentially Hazardous Asteroids (PHAs) have close encounters with the Earth. They are a threat because an impact can have catastrophic consequences. Photographic plates are a substantial source of old observations of solar system objects. Existing databases allowed the identification of precovery observations, fortuitous observations made before their discovery, and old observations of PHAs. The NAROO digitizer was used to digitize the plates to achieve their astrometric reduction with the Gaia DR3 reference star catalog. The results were added to the observation dataset to define new orbital solutions and attempt to detect the Yarkovsky effect or other small accelerations with the Numerical Integration of the Motion of an Asteroid (NIMA) software. The addition of these positions significantly improved the accuracy of each PHA's new orbital solution. However, the Yarkovsky effect could only be detected significantly for few objects. This thesis demonstrates the value of using precovery observations and old observations on photographic plates to better assess the risk associated with PHAs in a global defense context.
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-*{{Jeudi 5 octobre 2023, 14h00}}, Amphithéâtre du batiment 18
5 place Jules Janssen, 92190, Meudon Soutenance de thèse de {{Monsieur Florian PHILIPOT}}, sur le sujet "Vers une recherche exhaustive des planètes géantes autour des étoiles proches de type solaire"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
Mme Anne-marie LAGRANGE, Directeur de recherche, LESIA - Observatoire de Paris - PSL, Directeur de these
M. René DOYON, Professeur, Université de Montréal, Rapporteur du jury
M. Brendan BOWLER, Assistant professor, The University of Texas at Austin, Rapporteur du jury
Mme Isabelle BOISSE, Astronome adjoint, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Membre du jury
M. Raffaele GRATTON, Astronomo ordinario, INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Membre du jury
M. Guy PERRIN, Astronome, LESIA - Observatoire de Paris - PSL
{{Résumé}} :
La détection des premières exoplanètes dans les années 1990 a ouvert une nouvelle ère dans l'étude des planètes. Aujourd'hui, grâce aux instruments toujours plus performants, plusieurs centaines d'exoplanètes (Jupiters chauds, Super-Terre, systèmes multiples...) sont découvertes chaque année. Grâce à cette grande variété d'exoplanètes, il est possible d'étudier la distribution (distance, masse, excentricité...) de ces objets afin de mieux contraindre les modèles de formation et d'évolution des systèmes planétaires. Néanmoins, chaque méthode de détection a ses limites et ses biais de détection. Un des objectifs de cette thèse fut de mettre en évidence les limites des différentes méthodes de détection, en particulier celles liées aux vitesses radiales (VR), et d'améliorer la caractérisation des compagnons détectés en VR. Dans un premier temps, j'ai testé la solidité des études visant à déterminer la distribution radiale des planètes géantes. L'analyse des données de VR des étoiles abritant des planètes à longues périodes, de l'impact de l'activité stellaire et des hypothèses faites lors des calculs d'exhaustivité, nous a permis de démontrer que les études statistiques en VR n'étaient pas robustes au-delà de 7-8 ua. Par la suite, j'ai combiné des données de VR avec les mesures d'astrométrie absolue et relative disponibles dans le but d'améliorer la caractérisation des compagnons sub-stellaires à longues périodes. Cette étude a permis de contraindre précisément les paramètres orbitaux et, surtout, la masse de sept compagnons détectés en VR. Elle a également permis de mettre en avant l'importance du couplage des données de VR avec d'autres mesures afin de déterminer avec précision la nature d'un compagnon. Pour finir, j'ai utilisé les mesures d'anomalie de mouvements propres (PMa) des étoiles, estimées à partir des mesures astrométriques des télescopes Hipparcos et Gaia, dans le but de rechercher de nouveaux compagnons sub-stellaires dans les archives du spectrographe HARPS/VLT. Cette analyse m'a permis d'améliorer la caractérisation de 14 compagnons sub-stellaires et de découvrir trois nouvelles naines brunes ainsi que sept nouvelles exoplanètes. J'ai également pu démontrer l'efficacité de l'utilisation des mesures de PMa pour optimiser la recherche de compagnons sub-stellaires.
{{Summary}} :
The detection of the first exoplanets in the 1990s opened a new era in the study of planets. Today, thanks to increasingly powerful instruments, several hundred exoplanets (hot Jupiters, Super-Earths, multiple systems...) are discovered every year. Thanks to this wide variety of exoplanets, it is possible to study the distribution (distance, mass, eccentricity...) of these objects in order to better constrain the formation and evolution models of planetary system. Nevertheless, each detection method has its own limitations and detection biases. One aim of this thesis was to identify the limitations of the various detection methods, in particular those related to radial velocities (RV), and to improve the characterization of companions detected by RV. As a first step, I tested the robustness of studies aimed at determining the radial distribution of giant planets. Analysis of RV data from stars hosting long-period planets, the impact of stellar activity and the hypothesis made in completeness calculations, allowed us to demonstrate that statistical RV studies were not robust beyond 7-8 AU. Subsequently, I combined RV data with available absolute and relative astrometry measurements to improve the characterization of long-period sub-stellar companions. This study allowed us to precisely constrain the orbital parameters and, above all, the mass of seven companions detected in RV. It also highlighted the importance of coupling RV data with other measurements to accurately determine the nature of a companion. Finally, I used measurements of stars' proper motion anomalies (PMa), derived from Hipparcos and Gaia absolute astrometry, to search for new sub-stellar companions in the HARPS/VLT spectrograph archive. This analysis enabled me to improve the characterization of 14 sub-stellar companions, and to discover three new brown dwarfs and seven new exoplanets. I also demonstrated the effectiveness of using PMa measurements to optimize the search for sub-stellar companions.
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-*{{Mardi 4 octobre 2023, 13h30}}, Observatoire de Paris 77 avenue Denfert-Rochereau 75014 Paris, Salle du Conseil, Soutenance de thèse de {{Madame YAN Alix}}, sur le sujet "Restauration d'images corrigées par optique adaptative pour l'observation astronomique et de satellites : approche marginale par échantillonnage"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Laurent MUGNIER, Directeur de recherche, ONERA, Directeur de thÈse
M. Eric THIÉBAUT, Astronome, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Rapporteur du jury
M. Hervé CARFANTAN, Professeur, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury
M. Jean-François GIOVANNELLI, Professeur, IMS Bordeaux, CoDirecteur de these
Mme Anne-Marie LAGRANGE, Directeur de recherche, LESIA, Membre du jury
Mme Céline MEILLIER, Maître de conférences, ICUBE, Membre du jury
M. Neichel BENOÎT, Chargé de recherche, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Membre du jury
{{Résumé}} :
La restauration d’images corrigées par optique adaptative est particulièrement difficile, du fait de la méconnaissance de la réponse impulsionnelle du système optique (PSF pour point spread function) en plus des difficultés usuelles. Une approche efficace est de marginaliser l’objet en dehors du problème et d’estimer la PSF et les hyper-paramètres (liés à l’objet et au bruit) seuls avant la déconvolution. Des travaux récents ont appliqué cette déconvolution marginale, combinée à un modèle paramétrique de PSF, à des images astronomiques et de satellites. Cette thèse vise à proposer une extension de cette méthode. En particulier, nous utilisons un algorithme Monte-Carlo par chaînes de Markov (MCMC), afin d’inclure des incertitudes sur les paramètres et d'étudier leur corrélation a posteriori. Nous présentons des résultats détaillés obtenus sur des images astronomiques, simulées et expérimentales. Nous présentons également des premiers éléments sur l’ajout d’une contrainte de support sur l’objet.
{{Summary}} :
Adaptive-optics-corrected image restoration is particularly difficult, as it suffers from the poor knowledge on the point spread function (PSF). One efficient approach is to marginalize the object out of the problem, and to estimate the PSF and (object and noise) hyper-parameters only before the deconvolution. Recent works have applied this marginal deconvolution, combined to a parametric model for the PSF, to astronomical and satellite images. This thesis aims at extending this previous method, using Markov chain Monte Carlo (MCMC) algorithms. This will enable us to derive uncertainties on the estimates, as well as to study posterior correlation between the parameters. We present detailled results on simulated and experimental, astrono satellite data. We also provide elements on the impact of a support constraint on the object.
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-*{{Mardi 3 octobre 2023, 14h30}}, Salle de conférence du Château
Observatoire de Paris - Site de Meudon, 5 Pl. Jules Janssen, 92190 Meudon, Bât, Soutenance de thèse de {{Nicolas AIMAR}}, sur le sujet "Astrophysique extrême avec GRAVITY : sursauts énergétiques aux abords de l'horizon des événements du trou noir central de la Galaxie"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Frédéric VINCENT, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Didier BARRET, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury
Mme Katia FERRIÈRE, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury
M. Thibaut PAUMARD, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Eric GOURGOULHON, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Benoît CERUTTI, Chargé de recherche, Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, Membre du jury
M. Pierre-Olivier PETRUCCI, Directeur de recherche, Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, Membre du jury
Mme Peggy VARNIÈRE, Chargé de recherche, AstroParticules et Cosmologie, Membre du jury
{{Résumé}} :
La Voie Lactée, comme a priori toutes les galaxies structurées, abrite en son cœur un trou noir supermassif d'environ 4,3 millions de masses solaires, nommé Sagittarius A* (Sgr A*). Sa taille, liée à sa masse, et sa proximité d'environ 8,3 kpc, en font le trou noir avec la plus grande taille angulaire dans le ciel (~50 μas), ce qui en fait la cible d'études idéales de ce genre d'objets. Les trous noirs sont les objets les plus compacts de l'Univers, avec un champ gravitationnel extrême proche de leur horizon. La description de ces objets et de leur environnement proche nécessite la prise en compte de la Relativité Générale, introduite en 1915 par Albert Einstein. Depuis plus de 20 ans, Sgr A* et son environnement sont la cible de nombreuses campagnes d'observations à différentes longueurs d'ondes (radio, IR, rayons X). Le suivi des orbites des étoiles-S contenues dans la seconde d'angle autour de Sgr A* a permis de prouver certains effets prédits par la Relativité Générale, tels que la précession de Schwarzschild. Les observations en rayons X et en NIR ont montré que Sgr A* présente une importante variabilité du flux émis par le flot d'accrétion, avec des sursauts dont le flux peut atteindre jusqu'à ~100 fois le flux médian. L'avènement de l'optique adaptative et de l'interférométrie optique, notamment avec les quatre grands télescopes du VLTI et l'instrument GRAVITY, ont permis de mettre en évidence un mouvement orbital de l'origine de trois sursauts observés en 2018. De nombreux modèles ont été envisagés pour expliquer les sursauts de Sgr A*, mais l'observation d'un mouvement orbital a fortement contraint ces modèles. Parmi eux, le modèle analytique de point chaud est largement utilisé avec différents degrés de complexité et d'hypothèses. En parallèle du développement des modèles analytiques, de nombreuses simulations d'accrétion autour de trous noirs ont été étudiées avec un intérêt particulier pour le phénomène de reconnexion magnétique qui apparaît comme un scénario plausible pour expliquer l'origine des sursauts de Sgr A*. Dans cette thèse, nous étudions différents modèles pour les sursauts de Sgr A* à l'aide du code de tracé de rayons Gyoto, allant d'un modèle de point chaud analytique avec une variabilité intrinsèque à un modèle semi-analytique basé sur la reconnexion magnétique. Le premier modèle est très utile pour comprendre les effets de la Relativité (Restreinte et Générale) sur les observables (astrométries et courbes de lumière), ainsi que l'influence de la variabilité intrinsèque sur celles-ci. Le second modèle est motivé par un phénomène physique particulier, la reconnexion magnétique, et est construit à partir des résultats des simulations numériques. Dans ce modèle, la vitesse azimutale est libre d'être super-Képlérienne, en raison de l'entraînement du site de reconnexion par les lignes de champ magnétique. Cette propriété constitue une contrainte observationnelle des sursauts de 2018 observés par GRAVITY que les modèles précédents ne parvenaient pas à expliquer. De plus, nous étudions également l'impact de la modélisation de l'état quiescent combiné aux sursauts sur les observables. La contribution de celui-ci dans les calculs d'astrométrie se traduit par un décalage entre la position du trou noir et le centre de l'orbite apparente, ce qui constitue une autre conclusion des observations des sursauts de 2018. En plus des astrométries et des courbes de lumière, GRAVITY a mesuré la polarisation des sursauts de 2018. Le code de tracé de rayons Gyoto est maintenant capable de calculer la polarisation des images. La nouvelle version du code a été validée en comparant les résultats avec un autre code de tracé de rayons, ipole. Le modèle basé sur la reconnexion magnétique montre des résultats très encourageants et peut être encore amélioré pour prendre en compte la polarisation, ainsi que les propriétés multi-longueurs d'onde des sursauts de Sgr A*.
{{Summary}} :
The Milky Way, like presumably all structured galaxies, harbors a supermassive black hole at its core, approximately 4.3 million times the mass of the Sun, named Sagittarius A* (Sgr A*). Its size, determined by its mass, and its proximity of about 8.3 kpc make it the black hole with the largest angular size in the sky (~50 μas), making it the ideal target for studying this type of object. Black holes are the most compact objects in the Universe, with an extreme gravitational field near their event horizon. Describing these objects and their immediate environment requires taking into account General Relativity, introduced in 1915 by Albert Einstein. For over 20 years, Sgr A* and its environment have been the subject of numerous observation campaigns at various wavelengths (radio, IR, X-rays). Tracking the orbits of S-stars within one arcsecond around Sgr A* has provided evidence for certain effects predicted by General Relativity, such as Schwarzschild precession. X-ray and NIR observations have shown that Sgr A* exhibits significant variability in the emitted flux from the accretion flow, with flares that can reach up to $sim$100 times the median flux. The advent of adaptive optics and optical interferometry, particularly with the four large telescopes of the VLTI and the GRAVITY instrument, have revealed an orbital motion of the origin of three flares observed in 2018. Numerous models have been proposed to explain the flares of Sgr A*, but the observation of orbital motion has strongly constrained these models. Among them, the analytical hot spot model is widely used with varying degrees of complexity and assumptions. In parallel with the development of analytical models, numerous simulations of accretion around black holes have been studied, with a particular focus on the phenomenon of magnetic reconnection, which appears as a plausible scenario to explain the origin of the flares of Sgr A*. In this thesis, we study different models for the flares of Sgr A* using the ray-tracing code Gyoto, ranging from an analytical hot spot model with intrinsic variability to a semi-analytical model based on magnetic reconnection. The first model is very useful for understanding the effects of Relativity (Special and General) on observables (astrometry and light curves), as well as the influence of intrinsic variability on them. The second model is motivated by a specific physical phenomenon, magnetic reconnection, and is constructed based on the results of numerical simulations. In this model, the azimuthal velocity is free to be super-Keplerian, due to the dragging of the reconnection site by the magnetic field lines. This property constitutes an observational constraint of the 2018 flares observed by GRAVITY that previous models failed to explain. Additionally, we also study the impact of modeling the quiescent state combined with the flares on the observables. Its contribution in astrometry calculations results in a shift between the position of the black hole and the center of the apparent orbit, which is another conclusion from the observations of the 2018 flares. In addition to astrometry and light curves, GRAVITY has measured the polarization of the 2018 flares. The Gyoto ray-tracing code is now capable of calculating the polarization of images. The new version of the code has been validated by comparing the results with another ray-tracing code, ipole. The model based on magnetic reconnection shows very promising results and can be further improved to account for polarization, as well as the multi-wavelength properties of the flares of Sgr A*.
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-*{{Jeudi 28 septembre 2023, 14h00}}, Observatoire de Paris, Salle du Conseil
77 Av. Denfert Rochereau, 75014, Paris, Soutenance de thèse de {{Rémi POITEVINEAU}}, sur le sujet "Environnement circum-nucléaire des AGN: tores moléculaires et outflows"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
Mme Françoise COMBES-BOTTARO, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. David CORNU, Postdoc, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Yann CLENET, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Santiago GARCíA-BURILLO, Astronome, Observatorio Astronomico Nacional Observatorio de Madrid, Membre du jury
M. Matthew LEHNERT, Directeur de recherche, Centre de Recherche en Astrophysique de Lyon, Membre du jury
Mme Delphine PORQUET, Directeur de recherche, Laboratoir d'Astrophysique de Marseille, Membre du jury
M. Roberto SAGLIA, Professeur, Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik, Rapporteur du jury
M. Krajnović DAVOR, Tenured staff scientists, Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Rapporteur du jury
{{Résumé}} :
Le focus de cette recherche doctorale était d'explorer différents aspects des noyaux actifs de galaxies (AGN) et leur lien avec les trous noirs supermassifs (SMBH) dans différents environnements galactiques. Le chercheur a mené deux études clés au cours de son travail de thèse, contribuant ainsi à notre compréhension de l'alimentation des AGN, des mécanismes de rétroaction et de la détermination des masses des SMBH. La thèse s'est concentrée sur deux projets de recherche distincts. Le premier projet consistait à étudier la relation entre la masse des SMBH et les propriétés des galaxies radio-bruyantes, en mettant notamment l'accent sur l'évolution en fonction du décalage vers le rouge. Le chercheur a constitué un échantillon de 42 galaxies radio et d'AGN présentant des raies d'émission larges sur une plage de décalage vers le rouge de 0,3 à 4. En croisant les sources radio de l'enquête FIRST du Very Large Array (VLA) avec des galaxies spectroscopiquement confirmées provenant d'enquêtes à champ large, telles que SDSS, DES, WISE et GAMA, le chercheur a obtenu un ensemble de données complet. Les propriétés analysées comprenaient la masse stellaire, les taux de formation d'étoiles et les caractéristiques des trous noirs tels que la masse des SMBH, le rapport d'Eddington et la puissance des jets. Les résultats ont été comparés aux relations d'échelle existantes de la littérature, offrant ainsi des informations précieuses sur l'évolution des AGN radio-bruyants et leur lien avec les SMBH. Le deuxième projet faisait partie de l'enquête Galaxy Activity, Torus and Outflow Survey (GATOS). Il se concentrait sur l'étude des mécanismes d'alimentation et de rétroaction des AGN, en particulier dans les AGN de faible luminosité, les AGN occultés et les galaxies de type tardif. La détermination précise des masses des trous noirs centraux dans ces systèmes est complexe. Pour remédier à cela, le chercheur a utilisé l'échantillon GATOS et a effectué des observations à haute résolution avec le réseau ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) pour étudier les régions circumnucléaires des galaxies sélectionnées. En analysant l'émission CO(3-2) dans un rayon d'environ 100 parsecs autour du SMBH, le chercheur visait à obtenir des estimations plus précises des masses des trous noirs par rapport aux relations d'échelle traditionnelles. Une nouvelle approche a été développée en utilisant des techniques d'apprentissage supervisé pour estimer les masses des trous noirs à partir de diagrammes position-vitesse et d'observations ALMA CO(3-2). La méthode a été entraînée, validée et testée à l'aide de simulations numériques avec une large gamme de paramètres. Les résultats ont ensuite été appliqués à l'échantillon central de GATOS, révélant des estimations cohérentes des masses des trous noirs et fournissant des estimations robustes des erreurs. Ce travail a posé les bases d'une approche automatisée pour l'estimation de la masse des trous noirs en utilisant l'apprentissage machine.
{{Summary}} :
The focus of this PhD research was to investigate various aspects of active galactic nuclei (AGN) and their connection to supermassive black holes (SMBHs) in different galactic environments. The researcher conducted two key studies during their doctoral work, which contributed to our understanding of AGN feeding, feedback mechanisms, and the determination of SMBH masses. The thesis focused on two separate research projects. The first project was to examined the relation between SMBH mass and the properties of radio loud galaxies, with a particular emphasis on redshift evolution. They compiled a sample of 42 radio galaxies and AGN with broad emission lines across a redshift range of 0.3 to 4. By cross-matching radio sources from the Very Large Array (VLA) FIRST survey with spectroscopically confirmed galaxies from wide-field surveys, including SDSS, DES, WISE, and GAMA, the researcher obtained a comprehensive dataset. The properties analyzed included stellar mass, star formation rates, and black hole characteristics such as SMBH mass, Eddington ratio, and jet power. The findings were compared with existing scaling relations from the literature, providing valuable insights into the evolution of radio loud AGN and their connection to SMBHs. The second project was part of the Galaxy Activity, Torus and Outflow Survey (GATOS). It focused on studying the feeding and feedback mechanisms of AGN, particularly in low-luminosity AGN, obscured AGN, and late-type galaxies. The precise determination of central black hole masses in these systems is challenging. To address this, the researcher utilized the GATOS sample and employed high-resolution observations from the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) to study the circum-nuclear regions of selected galaxies. By analyzing the CO(3-2) emission within approximately 100 parsecs around the SMBH, the researcher aimed to obtain more accurate estimates of the black hole masses compared to traditional scaling relations. A novel approach was developed using supervised machine learning techniques to estimate black hole masses based on position-velocity diagrams and ALMA CO(3-2) observations. The method was trained, validated, and tested using numerical simulations with a wide range of parameters. The results were then applied to the GATOS core sample, revealing consistent black hole mass estimations and providing robust error estimations. This work laid the foundation for an automated approach to black hole mass estimation using machine learning.
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-*{{Lundi 26 septembre 2023, 14h30}}, Observatoire de Paris, site de Meudon, Bâtiment 18 et en visio, Soutenance de thèse de {{Thomas RICHARDSON}}, sur le sujet "Implications cosmologiques et astrophysiques de la structure interne des halos de matière noire"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Pier-Stefano CORASANITI, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Marco DE PETRIS, Associate professor, La Sapienza Università de Roma, Rapporteur du jury
M. Benoit FAMAEY, Directeur de recherche, Observatoire de Strasbourg, Rapporteur du jury
Mme Sandrine PIRES, Chargé de recherche, CEA/Paris-Saclay, Membre du jury
Mme Sandrine CODIS, Chargé de recherche, CEA/Paris-Saclay, Membre du jury
M. Jean-Baptiste MELIN, Directeur de recherche, CEA/Paris-Saclay, Membre du jury
M. Emmanuel NEZRI, Chargé de recherche, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Membre du jury
M. Benoit SEMELIN, Professeur des universités, Observatoire de Paris, Membre du jury
{{Résumé}} :
À une époque de tensions en cosmologie, les amas de galaxies offrent une opportunité unique et renaissante pour apporter de nouvelles réponses aux débats. Étant les structures gravitationnellement liées les plus massives de l'Univers, les amas de galaxies se situent à la frontière entre la cosmologie et l'astrophysique, et sont à présent bien établies en tant que sonde cosmologique grâce à leurs abondances et leurclustering’. Dans cette thèse, nous examinons l’utilisation potentiel de la structure interne des amas de galaxies en tant que nouvelle sonde à la fois, du modèle cosmologique et des processus astrophysiques qui ont lieu à l’intérieur de ces objets. Précisément nous caractérisons la structure interne par le biais d’un proxy non paramétrique de la forme du profile de masse que nous nommons halo sparsity', définis comme étant simplement le rapport de deux masses. Nous montrons que l'utilisations de la sparsity permet de jauger l'impact de collisions et fusions d'amas ainsi que de concevoir une approche statistique permettant de rapidement détecter ces évènements dans les catalogues de grands relevés, en fournissant aussi une estimation préliminaire de l’époque à laquelle ces évènements ont eu lieu. De plus, nous quantifions la dépendance cosmologique de la sparsity nous permettant d’améliorer mais aussi de créer une nouvelle méthode pour contraindre les paramètres cosmologiques du modèle ΛCDM. Enfin, nous franchissons les premières étapes permettant d’amener cette sonde au-delà du domaine des nouveautés théorique en étudiant comment elle est affectée par diverses contraintes observationnelles. En particulier, nous examinons l’impact des traceurs de masse biaisés, des hypothèses faites par les pipelines observationnels, des incertitudes sur les mesures de masses ainsi que la possibilité de combiné la sprasity avec d’autres sondes cosmologiques.
{{Summary}} :
At a time of tensions in cosmology, galaxy clusters provide a unique and renewed avenue to possibly settle debates. As the largest gravitationally bound structures in the Universe, galaxy clusters find themselves at the interface between cosmology and astrophysics, and are now well established probes of the cosmological model through their abundances and clustering. In this work, we investigate the potential of using the internal structure of galaxy clusters as a novel probe of both the underlying cosmology and the astrophysical processes which take place within these objects. Specifically, we characterise the internal structure through the shape of the mass profile which we quantify using a non-parametric proxy which we call halo sparsity, simply defined as the ratio of two masses. We show how the use of sparsity can gauge the impact of individual merger events and design a statistical approach to quickly detect recent events in large survey catalogues while also providing a preliminary estimate of the time at which these mergers took place. Furthermore, we quantify the cosmology dependence of halo sparsity allowing us to improve and design a novel approach to constrain the $Lambda$CDM cosmological parameters. Finally, we begin to take this probe beyond the realm of theoretical oddities by investigating how it is affected by observational constraints. In particular, we study the impact of biased mass tracers, observational pipeline assumptions, mass measurement uncertainties as well as the possibility of combining halo sparsity with other cosmological probes.
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-*{{Lundi 11 septembre 2023, 15h00}}, Observatoire de Paris 77 avenue Denfert-Rochereau 75014 Paris, Salle Denisse, Soutenance de thèse de {{Madame COURTOT Ariane}}, sur le sujet "Réviser les pluies de météores: caractérisation du chaos dans les courants de météoroïdes"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Marc FOUCHARD, Maître de conférences, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Jérémie VAUBAILLON, Astronome adjoint, Observatoire de Paris, CoDirecteur de thèse
Mme Dominique BOCKELEE, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Benoit CARRY, Astronome adjoint, Observatoire de la Côte d'Azur, Membre du jury
M. Giovanni VALSECCHI, Directeur de recherche, IAPS-INAF, Membre du jury
Mme Anne-Sophie LIBERT, Professor, Université de Namur, Rapporteur du jury
Mme Margaret CAMPBELL-BROWN, Professor, University Western Ontario, Rapporteur du jury
{{Résumé}} :
Un courant de météoroïdes est formé lorsque des météoroïdes sont éjectés par un corps parent (astéroïde ou comète). Lorsque ce courant rencontre la Terre, une pluie de météores apparaît. Ce lien entre météores observés et corps parent est difficile à établir, à cause notamment de la dynamique complexe des météoroïdes (forces non-gravitationelles -FNGs- et rencontres proches). Je définis donc un "groupe de météores" comme un ensemble de météores aux caractéristiques proches, mais dont le lien avec le corps parent est incertain. J'ai passé en revue les méthodes utilisées pour former des groupes: critère de dissimilarité des orbites et algorithmes de groupement. Au vu des incomplétudes remarquées, j'ai choisi de m'intéresser à ce problème sous l'angle du chaos, défini comme l'augmentation exponentielle de la distance entre deux orbites initialement infiniment proches. J'ai sélectionné un indicateur de chaos adapté, puis j'ai réalisé des cartes de chaos sur les Géminides, les Draconides et les Léonides, trois pluies de météores aux orbites très différentes. On montre comment les résonances de moyen mouvement (RMMs) capturent les particules et les empêchent de rencontrer la planète responsable de la RMM. Cet effet est plus important dans le cas de RMMs plus larges. Cependant, les FNGs peuvent modifier cet effet. Pour les Géminides, il existe un rayon limite en-dessous duquel la diffusion due aux FNGs empêche la capture dans les RMMs. En revanche, pour les Draconides et les Léonides, ce rayon limite est bien plus faible, et n'est pas atteint dans mes simulations. Cela est dû à la fois à la largeur des RMMs, bien supérieure à celle des Géminides, et l'effet plus faible des FNGs à masse égale par rapport aux Géminides. Enfin, je me suis intéressée aux Taurides, pour lesquelles le lien avec le corps parent fait l'objet de recherches, et plus particulièrement aux branches Nord et Sud. Cette fois, j'ai choisi d'utiliser les observations des météores. Elles se sont révélées difficiles à exploiter pour une étude dynamique et j'ai donc dû sélectionner moi-même des particules qui correspondent aux Taurides (selon leur position dans le ciel et leur vitesse au moment de leur rencontre avec la Terre). Les cartes montrent le chaos très élevé des Taurides et l'abscence du mécanisme lié aux RMMs. Ces différences pourraient justifier la classification des Taurides en groupe plutôt qu'en pluie. J'ai eu des difficultés à retrouver les Taurides Sud dans mes données, ce qui jette un doute sur la validité de cette branche. D'autres intégrations sont nécessaires pour investiguer ces résultats, mais les cartes de chaos donnent de premières indications sur la différence groupe/pluie.
{{Summary}} :
A meteoroid stream is formed when meteoroids are ejected by a parent body (asteroid or comet). When this stream encounters the Earth, a meteor shower appears. This link between observed meteors and their parent body is difficult to establish, mainly because of the complex dynamics of meteoroids (non-gravitational forces -NGFs- and close encounters). I therefore define a 'meteor group' as a set of meteors with similar characteristics, but whose link with the parent body is uncertain. I have reviewed the methods used to form groups: orbit dissimilarity criteria and grouping algorithms. In view of the incompleteness observed, I chose to look at this problem from the angle of chaos, defined as the exponential increase in the distance between two orbits that are initially infinitely close. I selected a suitable chaos indicator and then produced chaos maps of the Geminids, Draconids and Leonids, three meteor showers with very different orbits. I showed how mean motion resonances (MMRs) capture the particles and prevent them from encountering the planet responsible for the MMR. This effect is greater in the case of larger MMRs. However, NGFs can modify this effect. For Geminids, there is a limiting radius below which diffusion due to NGFs prevents capture in MMRs. On the other hand, for Draconids and Leonids, this limiting radius is much smaller, and is not reached in my simulations. This is due both to the width of the RMMs, which is much greater than that of the Geminids, and to the weak effect of the NGFs for the same mass for these orbits, unlike the Geminids. Finally, I turned my attention to the Taurids, for which the link with the parent body is the topic of several studies, and more particularly to the North and South branches. This time, I chose to use meteor observations. These proved difficult to exploit for a dynamic study, so I had to select the particles that corresponded to the Taurids myself (according to their position in the sky and their speed at the time of their encounter with the Earth). The maps show the very high chaos of the Taurids and the absence of the MMR mechanism. These differences could justify classifying the Taurids as a group rather than a shower. I had difficulty finding the Southern Taurids in my data, which casts doubt on the validity of this branch. Further integrations are needed to investigate these results, but the chaos maps give some initial indications of the group/shower distinction.
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-*{{Lundi 27 mars 2023, 14h00}}, Institut d'Astrophysique de Paris, 77 avenue Denfert-Rochereau, 75014 Paris, Soutenance de thèse de {{Monsieur Luc ABSIL}}, sur le sujet "Vers une mesure de l'effet Casimir à l'aide d'un interféromètre à atomes ultra-froids piégés"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Franck PEREIRA DOS SANTOS, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Saïda GUELLATI-KHELIFA, Directeur de recherche, LKB, Membre du jury
M. Christophe SALOMON, Directeur de recherche, LKB, Membre du jury
M. Pierre LEMONDE, Directeur de recherche, INSTITUT NEEL, Membre du jury
Mme Caroline CHAMPENOIS, Directeur de recherche, PIIM, Rapporteur du jury
M. Gabriel DUTIER, Maître de conférences, LPL, Rapporteur du jury
{{Résumé}} :
À l’échelle du micromètre, les interactions atome-surface sont dominées par le potentiel de Casimir-Polder. Cette thèse s’inscrit dans le cadre du développement de l’expérience ForCa-G (Force de Casimir et Gravitation à courte distance) où la mesure des forces à courte distance (de l’ordre du micromètre) est réalisée à l’aide d’atomes de 87Rb refroidis à des températures de l’ordre de quelques centaines de nano-kelvins et piégés dans un réseau optique vertical à proximité d’une surface diélectrique. Afin d’éviter la contamination de cette surface lors des étapes de refroidissement, les atomes sont préparés 30 cm plus bas. Nous prouvons l’efficacité de notre méthode de transport à l’aide d’oscillations de Bloch, permettant à la fois un contrôle satisfaisant de leur position finale sans échauffement ni élargissement excessif du nuage dans la direction verticale. Une efficacité jusque 30% des atomes initiaux a été mesurée après le transport, qui s’abaisse à 10% après recapture dans le réseau vertical. Une séquence de transitions Raman stimulées permet alors la séparation spatiale et cohérente des paquets d’onde atomique sur des puits adjacents du réseau puis leur recombinaison. Cet interféromètre nous permet de remonter à la différence d’énergie entre ces puits, liée aux différents potentiels vus par les atomes. Une première mesure de force a ainsi pu être réalisée jusqu’à une distance de 1 µm de la surface et mettre clairement en évidence l’apparition d’un potentiel attractif. De premières analyses suggèrent toutefois qu’un champ électrique parasite dû à l’adsorption d’atomes de Rubidium sur la surface s’additionnent à la contribution due au potentiel de Casimir-Polder attendu.
{{Summary}} :
At the micrometer scale, atom-surface interactions are dominated by the Casimir-Polder potential. This thesis is part of the development of the ForCa-G (Casimir Force and Short Range Gravitation) experiment where the measurement of short range forces (around the micrometer range) is performed using 87Rb atoms cooled to temperatures of the order of a few hundred nano-kelvin and trapped in a vertical optical lattice in the vicinity of a dielectric surface. In order to avoid contamination of this surface during the cooling steps, the atoms are prepared 30 cm below. We prove the efficiency of our transport method using Bloch oscillations, allowing both a satisfactory control of their final position without heating or excessive enlargement of the cloud radius in the vertical direction. An efficiency of up to 30% of the initial number of atoms has been measured after transport, which drops to 10% after recapture in the vertical lattice. A sequence of stimulated Raman transitions then allows the spatial and coherent separation of the atomic wave packets on adjacent wells of the lattice and their recombination. This interferometer allows us to measure the energy difference between these wells, which is related to the different potentials seen by the atoms. A first measurement has been performed up to a distance of 1µm from the surface, demonstrating the appearance of an attractive potential near the surface. However, initial analyses suggest that a parasitic electric field due to the adsorption of Rubidium atoms on the surface adds to the expected Casimir-Polder potential contribution.
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-*{{Jeudi 2 mars 2023, 14h30}}, Observatoire de Paris-PSL 5 Place Jules Janssen, 92195 Meudon, salle du Château, Soutenance de thèse de {{Madame Nour SKAF}}, sur le sujet "Auto-optimisation de l'optique adaptative et caractérisation de systèmes exoplanétaires"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Anthony BOCCALETTI, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Marcel CARBILLET, Full professor, Observatoire Cote d'Azur, Rapporteur du jury
Mme Vanessa BAILEY, Staff Scientist, Jet Propulsion Laboratory, Rapporteur du jury
Mme Maud LANGLOIS, Directeur de recherche, CRAL, Membre du jury
M. Pierre-Olivier LAGAGE, Directeur de recherche, CEA, Membre du jury
M. Perrin GUY, Astronome, LESIA, Membre du jury
M. Olivier GUYON, Full professor, Subaru Telescope, CoDirecteur de these
{{Résumé}} :
Avec plus de 5200 exoplanètes découvertes, notre compréhension de la formation et de l'évolution des planètes est mise à l'épreuve. L'étude de leur atmosphère et de leurs processus de formation est cruciale pour trouver et caractériser des planètes semblables à la Terre. Dans ce contexte, ma thèse s'articule autour de trois aspects visant cet objectif. J'ai d’abord étudié l'atmosphère des exoplanètes, avec trois Jupiter chauds (WASP-127b, WASP-79b et WASP-62b), observés en transit avec le télescope spatial Hubble dans le proche infrarouge. Leur analyse atmosphérique a révélé d'importantes caractéristiques de l'eau et la présence possible d'hydrate de fer (FeH). Outre la méthode des transits, la technique d'imagerie directe est unique pour évaluer la population de planètes géantes à longue période. Cependant, il est très difficile et pourtant nécessite de surmonter le grand contraste à une courte séparation angulaire, en présence de distorsions optiques de l'atmosphère terrestre et des optiques à l'intérieur de l'instrument. Elles induisent toutes deux des “speckles", qui imitent les signaux des exoplanètes. La technique d'optique adaptative vise à corriger les speckles atmosphériques, mais est aveugle à certains de ceux de l'instrument, également appelés non-common path aberrations (NCPA). J'ai développé un algorithme visant à reconnaître et corriger en continu le NCPA lors des observations du ciel nocturne. DrWHO (direct reinforcement wavefront heuristic optimization) utilise la caméra en plan focal pour auto-optimiser le système d’AO. Je l'ai validé avec des simulations, puis sur ciel, sur l'instrument SCExAO du télescope Subaru à Hawaii, démontrant son efficacité, sa robustesse et sa flexibilité. L’imagerie directe est maintenant de plus en plus puissante pour comprendre comment les planètes se forment en observant les disques circumstellaires. Une illustration en est le système emblématique bêta Pictoris, une étoile entourée d’un disque de débris et d’au moins deux planètes géantes, clé pour comprendre les interactions et l’évolution disque-planète. J’ai analysé les premières données d’imagerie à haut contraste dans l’infrarouge moyen du système beta Pictoris, observées avec l’instrument NEAR-VISIR sur le VLT. Bien que la planète b n’ait pas été détectée, j’ai mis des contraintes sur un possible disque circumplanétaire autour d’elle. Les données révèlent de multiples structures de disque, y compris l’amas de poussière connu sur le côté sud-ouest, observé pour la première fois en 2003. En utilisant des observations d’archives couvrant 16 ans d’observations, j’ai trouvé que son orbite était képlérienne et indiquait peut-être une planète. Pour conclure, on peut encore améliorer le développement de l’instrumentation avec DrWHO. Cela ouvre la voie à l’utilisation des informations sur le plan focal pour atteindre un contraste plus élevé, pour la prochaine génération de télescopes plus grands, et dévoiler les caractéristiques des populations d’exoplanètes.
Summary :
With over 5200 exoplanets discovered, our understanding of planet formation and evolution is challenged. Studying their atmosphere and formation processes is crucial to ultimately find and characterize Earth-like planets. In this context, my PhD revolves around three aspects aimed at this purpose. I studied exoplanets’ atmosphere, with three transiting hot Jupiters (WASP-127b, WASP-79b, and WASP-62b), observed in transit with the Hubble Space Telescope in the near infrared. Their atmospheric analysis revealed significant water features and the possible presence of iron hydrate (FeH). Besides the transit method, the direct imaging technique is unique to assess the population of long-period giant planets. However, it is highly challenging and requires overcoming the large contrast at short angular separation, in the presence of optical distortions from the Earth’s atmosphere and the optics within the instrument. They both induce speckles, which mimic exoplanet signals. Adaptive optics technique aims to correct the atmospheric speckles, but is blind to some of the instrument’s ones, also called non-common path aberrations (NCPA). I developed an algorithm aimed at continuously recognizing and correcting NCPA during night-sky observations. DrWHO (direct reinforcement wavefront heuristic optimization) uses the focal plane camera to self-optimize the AO system. I validated it with simulations, then on-sky, at the SCExAO instrument at the Subaru Telescope in Hawaii, demonstrating its efficiency, robustness, and flexibility. Direct imaging is now increasingly powerful in understanding how planets form by observing circumstellar disks. An illustration is the emblematic beta Pictoris system, a star surrounded by a debris disk and at least two giant planets, key to understanding disk-planet interactions and evolution. I analyzed the first high-contrast imaging data in the mid-infrared of the beta Pictoris system, observed with the NEAR-VISIR instrument on the VLT. Although planet b was not detected, I put constraints on a possible circumplanetary disk around it. The data reveals multiple disk structures, including the known southwest dust clump, first observed in 2003. Using archival observations covering a 16-year baseline, I found its orbit to be Keplerian, and possibly indicating a planet. To conclude, there is room for improvement on the instrumentation development with DrWHO. This is opening the road to use focal plane information to reach higher contrast, for the upcoming generation of larger telescopes, and unveil exoplanets population characteristics.
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-*{{Mardi 7 Février 2023, 14h00}}, Auditorium THALES R&T, 1 avenue Augustin Fresnel, 91767, Palaiseau , Soutenance de thèse de {{Monsieur Jérémie COTXET}}, sur le sujet "Vers une horloge compacte à piégeage cohérent de population du césium : source laser bifréquence bipolarisation et banc optoélectronique miniature"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Stéphane GUERANDEL, Chargé de recherche, SYRTE - Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Marc BRUNEL, Professeur, Institut FOTON UMR 6082, Rapporteur du jury
M. Vincent RONCIN, Maître de conférences, Laboratoire de Physique des Lasers, Rapporteur du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur, Sorbonne Université, Membre du jury
Mme Gaëlle LUCAS-LECLIN, Maître de conférences, Laboratoire Charles Fabry/IOGS, Membre du jury
M. François VERNOTTE, Professeur, Université Franche-Comté, Membre du jury
{{Résumé}} :
Le phénomène de piégeage cohérent de population (coherent population trapping, CPT) à fort contraste est particulièrement prometteur pour le développement d’une horloge atomique compacte et à haute stabilité de fréquence. Une architecture d’horloge compacte originale reposant sur un banc optoélectronique miniature et un laser à émission bifréquence bipolarisation est proposée. Un banc miniature, de volume inférieur à 10 L, regroupant les fonctions optiques et les asservissements nécessaires à la stabilisation du champ laser est développé et étudié. Les éléments optiques miniatures sont minutieusement alignés pour garantir des réductions de bruit comparables aux montages de laboratoire. Une étude complète de la stabilisation de puissance optique est faite, révélant les limites d’origines électroniques sur les temps courts et les sensibilités thermiques du montage sur les temps longs. L’utilisation d’un générateur bifréquence permet de valider le banc en réalisant la spectroscopie CPT sur la raie D2 du césium en fonctionnement continu et impulsionnel. Un laser à semi-conducteur à cavité étendue (de type vertical-external-cavity surface-emitting laser, VECSEL) est implémenté pour générer les deux fréquences optiques nécessaires à l’interrogation CPT. Les choix de conception et de réalisation du VECSEL, en particulier pour obtenir l’émission de deux modes dont les intensités sont fortement corrélées et en phase, sont détaillés. L’émission de deux modes de polarisation autour de 852 nm (et de 895 nm) avec une différence de fréquence accordable de quelques gigahertz est obtenue. La compréhension des corrélations entre les états propres de la cavité permet de modéliser et d’optimiser les stratégies de réduction des bruits du laser. Avec des fluctuations d’intensité en phase, la stabilisation de la puissance optique mène à des réductions similaires des bruits des deux modes de polarisation, mais limitées par l’amplitude des corrélations. Les asservissements simultanés d’une fréquence optique ainsi que de la différence de fréquence entre les modes sont démontrés pour la première fois grâce à l’utilisation judicieuse de deux cristaux électro-optiques intégrés dans la cavité laser. Les contributions des bruits du laser aux instabilités de fréquence de la future horloge sont estimées. Les bruits d’intensité et de phase radiofréquence participent majoritairement à limiter la stabilité à quelques 10^-13 à 1 s d’intégration, respectant les objectifs visés.
{{Summary}} :
The coherent population trapping (CPT) phenomenon with high contrast is particularly promising for the development of a compact and high frequency stability clock. An original compact clock architecture based on a miniature optoelectronic bench and a dual-polarization dual-frequency laser is proposed. A miniature bench (volume below 10 L) with the optical functions and the servo-controls necessary to the stabilization of the laser field is developed and studied. The miniature optical components are meticulously aligned to guarantee noise reductions comparable to laboratory setups. A complete study of the optical power stabilization is made, revealing the electronic limitations at short-term and the thermal sensitivities of the setup at long-term. The use of a dual-frequency generator allows to validate the bench by obtaining the CPT spectroscopy on the D2 line of cesium in continuous and pulsed regime. A vertical-external-cavity surface-emitting laser (VECSEL) is implemented to generate the two optical frequencies necessary for the CPT interrogation. The design choices for the VECSEL, in particular to obtain the emission of two modes with strongly correlated and in-phase optical intensities, are detailed. The addition of elements in the cavity leads to additional losses and limits the emitted optical power. The emission of two polarization modes around 852 nm (and 895 nm) with a tunable frequency difference of a few gigahertz is obtained. The understanding of the correlations between the cavity eigenstates allows to model and optimize the reduction strategies of the laser noises. With in-phase intensity fluctuations, the stabilization of the optical power leads to similar noise reductions for both polarization modes, but limited by the amplitude of the correlations. Simultaneous control of the optical frequency as well as of the frequency difference between the modes is demonstrated for the first time using two electro-optical crystals integrated in the laser cavity. The contributions of the laser noises to the frequency instabilities of the future compact clock are estimated. The intensity and phase noises participate limits the stability to only a few 10^-13 at 1 s, in line with the targeted objectives.
</bloc>
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-*{{Vendredi 27 janvier 2023, 15h00}}, Observatoire de Paris, Salle de Conseil
77, Avenue Denfert-Rochereau 75014 Paris , Soutenance de thèse de {{Monsieur Hoai-Nam HOANG
}}, sur le sujet "Long term stability and diffusion in the solar system"
<bloc>Jury et résumé
{{Composition du jury}}
M. Jacques LASKAR, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Anne LEMAITRE, Full professor, University of Namur, Rapporteur du jury
M. Christos EFTHYMIOPOULOS, Associate professor, Universita degli Studi di Padova, Rapporteur du jury
M. Freddy BOUCHET, Directeur de recherche, ENS de Lyon, Membre du jury
M. Konstantin BATYGIN, Full professor, California Institute of Technology, Membre du jury
M. Ugo LOCATELLI, Associate professor, University of Rome, Membre du jury
M. Federico MOGAVERO, Chercheur post-doctoral, IMCCE, Co-encadrant de these
Mme Françoise ROQUES, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
Résumé :
Le système solaire étant chaotique, l’évolution de l’orbite de la Terre au-delà de 60 millions d’années ne peut être prédite de manière fiable. En revanche, les variations orbitales de la Terre contrôlent l’insolation qui entraîne des changements climatiques à long terme, et ont été imprimées dans les enregistrements géologiques. La récupération de ce forçage astronomique dans les données géologiques a révolutionné la détermination des échelles de temps géologiques. La prise en compte de l’incertitude chaotique du forçage astronomique est une nécessité. Pour aborder ce problème, nous obtenons, évaluons et illustrons l’application de fonctions de densité de probabilité des fréquences séculaires en utilisant kernel density estimation, dont l’incertitude est déterminée par la méthode du moving block bootstrap. En plus d’être chaotiques, les planètes internes du système solaire peuvent également être instables. Malgré le manque de contraintes apparentes qui limitent la dynamique chaotique, la probabilité d’instabilité est remarquablement faible en 5 milliards d’années, surtout si l’on considère qu’elle est 1000 fois plus longue que le temps de Lyapunov du système. Nous tentons de résoudre ce paradoxe dans cette thèse en étudiant la déstabilisation dans sa complexité totale d’un système de haute dimension. Dans un premier temps, nous fournissons une analyse statistique exhaustive de l’instabilité jusqu’à 100 Gyr à partir d’une hiérarchie de modèles séculaires à différents degrés d’excentricités et d’inclinaisons. Nous constatons que l’hamiltonien tronqué au degré 4, malgré son exhaustivité, est trop stable et ne suffit pas à reproduire les statistiques d’instabilité. Ceci est dû à la contribution significative inattendue des termes au degré 6 à la frontière de l’instabilité. Dans un deuxième temps, nous montrons que la dynamique des planètes internes sur son échelle de temps chaotique est lente-rapide avec une large séparation des échelles de temps. La première preuve se trouve dans son spectre de Lyapunov, où une hiérarchie d’exposants caractéristiques s’étend sur deux ordres de grandeur. Les plus petits exposants de Lyapunov peuvent être reliés aux variables lentes, qui varient sur une échelle de temps beaucoup plus longue que le temps de Lyapunov. Concrètement, à partir d’une analyse systématique des résonances séculaires principales, nous démontrons trois quasi-symétries, qui définissent trois quasi-intégrales de mouvement. Par une nouvelle utilisation d’une méthode statistique traditionnelle - l’analyse en composantes principales, nous confirmons que ces quasi-intégrales sont parmi les degrés de liberté les plus lents de la dynamique chaotique. Les quasi-intégrales contraignent la diffusion chaotique à long terme des orbites, ralentissant ainsi le système dans sa trajectoire vers la collision planétaire.
Summary :
Because the Solar System is chaotic, the orbital evolution of the Earth’s orbit beyond 60 Myr cannot be reliably predicted. On the other hand, Earth’s orbital variations control insolation which leads to long-term climate change, and were thus imprinted in the geological records. The recovery of this astronomical forcing in geological data has revolutionized the determination of the geological time scales. Taking into account the chaotic uncertainty of the astronomical forcing is necessary for a complete astronomical calibration of geological records. To address this problem, we obtain, benchmark and illustrate the application of probability density functions of the secular frequencies using kernel density estimation, whose uncertainty determined by the moving block bootstrap method. Apart from being chaotic, the inner planets of the Solar System can also be unstable. Despite the lack of apparent constraints that bound the chaotic dynamics, the probability of instability is remarkably low in 5 billion years, especially considering it is 1000 times longer than the Lyapunov time of the system. We attempt to resolve the paradox in this thesis by studying the destabilization in its total complexity of a high dimensional system. As a first step, we provide an exhaustive statistical analysis of instability up to 100 Gyr from a hierarchy of secular models at different degrees in eccentricities and inclinations. We find that the Hamiltonian truncated at degree 4, despite its comprehensiveness, is overly stable and not sufficient to reproduce the instability statistics. This is due to the unexpectedly significant contribution of the terms at degree 6 to the frontier of instability. As a second step, we show that the dynamics of the inner planets over its chaotic timescale is slow-fast with a wide separation of timescales. The first evidence is found in its Lyapunov spectrum, where a hierarchy of characteristic exponents spans two orders of magnitude. The smallest Lyapunov exponents can be related to the slow variables, which vary on a timescale much longer than the Lyapunov time. Concretely, from a systematic analysis of the leading secular resonances, we demonstrate three quasi-symmetries, which define three quasi-integral of motion. By a novel utilization of a traditional statistical method - principal component analysis, we confirm that these quasi-integrals are among the slowest degrees of freedom of the chaotic dynamics. The quasi-integrals constrain the long-term chaotic diffusion of the orbits, thereby slowing down the system in their pathway towards planetary collision
Composition du jury
Mme Serena VITI, Professeur, Universiteit Leiden, Rapporteur du jury
M. John BLACK, Professeur émérite, Chalmers University of Technology, Rapporteur du jury
Mme Maryvonne GERIN, Directeur de recherche, LERMA - Observatoire de Paris - PSL, Membre du jury
Mme Emilie HABART, Maître de conférences, Institut d’Astrophysique Spatiale - Université Paris-Saclay, Membre du jury
M. Olivier BERNÉ, Directeur de recherche, Institut de recherche en astrophysique et planétologie - CNRS - Université Toulouse-III-Paul-Sabatier, Membre du jury
M. Franck LE PETIT, Astronome, LERMA - Observatoire de Paris - PSL, Directeur de thÈse
Résumé :
Les conditions de formation des étoiles est un sujet central en astrophysique. Le taux de formation stellaire (SFR) est relié à la masse de gaz moléculaire par la relation de Schmidt-Kennicutt. Une étoile modifie son nuage parent grâce aux vents, jets et à son rayonnement, balayant son environnement, détruisant des sites de formation d’étoiles, mais pouvant aussi en compresser et déstabiliser, déclenchant la formation de nouvelles étoiles. Ma thèse s’est concentrée sur la rétroaction radiative, largement dominée par celle des étoiles massives. Cela crée une région ionisée en expansion au plus près de l’étoile, suivie d’une région où l’hydrogène moléculaire est dissocié (photodissociation region en anglais, ou PDR), trop chaude pour former des étoiles. De nombreux modèles physico-chimiques des PDRs cherchent un état stationnaire, négligeant la dynamique du gaz. Des observations Herschel en CO excité et ALMA (Atacama Large Millimeter Array) en CH+ et SH+ ont changé la vision stationnaire de la structure des PDRs en soulignant le rôle de la dynamique du gaz. Le bord des nuages se trouve être à haute pression, fortement corrélée à l’intensité du champ UV incident. Le mécanisme de photo-évaporation peut reproduire ces caractéristiques : avec l’évaporation à haute vitesse du gaz chaud ionisé, l’effet fusée fait se propager une onde de pression dans le nuage, expliquant les hautes pressions observées. Par l’érosion du nuage, la frontière avec le milieu ionisé, le front d’ionisation (IF), avance dans le milieu neutre. Les modèles PDRs tant numériques que théoriques doivent être mis à jour pour prendre en compte cette propagation de l’IF. Nous avons d’abord construit un modèle semi-analytique de la transition entre le gaz atomique et moléculaire (H/H2) tenant compte de l’avancement de l’IF. Nous avons montré que la largeur de la région atomique est réduite comparé à des modèles statiques. Elle peut même disparaître si la vitesse de l’IF dépasse une valeur seuil, menant à la fusion de l’IF et de la transition H/H2. Nous avons trouvé des formules pour estimer ce seuil ainsi que la colonne densité totale de H atomique. En comparant notre théorie avec des observations de PDRs, nous avons montré que les effets de la dynamique sont forts, en particulier pour les PDRs faiblement illuminées comme la nébuleuse de la Tête de Cheval. En préparation des observations JWST de H2, nous avons implémenté le calcul des populations des niveaux de H2 dans le code Hydra, un code hydro-dynamique dépendant du temps modélisant les PDRs en photo-évaporation. L’étude précédente nous a permis de conclure que les effets dynamiques amène du H2 dans une région plus chaude et plus illuminée. Le rapprochement de la transition H/H2 réduit l’intensité absorbée par les poussière, qui est alors convertie en pompage UV de H2 (amplification d’un facteur 6 trouvé pour la Barre d’Orion mais peu efficace dans la Tête de Cheval). En addition, nous avons étudié des observations ALMA de la Tête de Cheval à haute résolution spatiale montrant une grande proximité entre l’IF et la molécule CO, présente habituellement profondément dans le nuage. Nous trouvons une borne supérieure à la largeur de la région atomique à quelques centaines d’unités astronomiques. Nous trouvons que le code PDR statique et stationnaire de Meudon reproduit la largeur de la région atomique sous la contrainte, tout comme les modèles dynamiques. Ces observations ne permettent donc pas de contraindre les effets dynamiques. Nous avons effectué une étude d’observations à haute résolution spectrale de raies d’émission de H2 faites par le spectrographe IGRINS. Nous montrons que les rapports de raies contraignent peu les conditions physiques, mais que le peuplement des états de H2 est fortement influé par des relaxations induites par collision, contrairement à l’image classique d’une cascade majoritairement radiative après pompage UV.
Summary :
The conditions of formation of stars is a fundamental question of astrophysics. The star formation rate (SFR) is linked to the mass of molecular gas by the Schmidt-Kennicutt relation. However, a star applies some feedbacks on its parent cloud in the form of winds, jets and radiation. They sweep their environment, destroying other star formation sites, but can also compress and destabilize them, triggering the formation of new stars. My thesis focused on the radiative feedback, which is vastly dominated by the one of massive stars. It creates an expanding region where the gas is ionized close to the star, followed by a region where the chemistry is dominated by photons capable of dissociating molecular hydrogen (photodissociation region, or PDR) which includes a layer of atomic hydrogen, which is too hot to form stars. Its width informs us about the fraction of gaz unable to form stars. Numerous models describe the physics and chemistry of PDRs by looking for a stationary state, and neglecting the gas dynamics. However, new observations made by Hershel in excited CO, and by the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) in CH+ and SH+ have changed the stationary vision of PDR structure by highlighting the role of the gas dynamics. The edge of clouds is found to be a high-pressure environment, which is strongly correlated to the impinging UV field intensity. The photo-evaporation mechanism is capable of reproducing those features : with the high-speed evaporation of hot ionized gas, the rocket effect makes a pressure wave propagate inside the cloud, explaining the high pressures observed. By the erosion of the cloud, the border withe the ionized medium, the ionization front (IF) advances into the neutral medium. PDR models have to be updated to take into account the propagation of the IF. We built a semi-analytical model of the transition between atomic and molecular gas (H/H2) including the advancing IF. We obtained that the width of the atomic region is reduced compared to static models. It can also disappear if the IF velocity exceeds a threshold value, leading to the merging of the IF and the H/H2 transition. We found analytical formulas to estimate this threshold as well as the total column density of atomic H. By comparing our theory to PDRs observations, we showed that the dynamical effects are strong, especially in the case of weakly illuminated PDRs such as the Horsehead. To prepare for the JWST observations of H2, we have implemented the computation of H2 levels in the Hydra code, which is a hydro-dynamic, time dependent code that models the physics and chemistry of photo-evaporating PDRs. The precedent study allowed to conclude that dynamical effects bring some H2 in a hotter and more illuminated region. The reduction of the IF-H/H2 distance reduces the intensity absorbed by dust, which is then converted to UV-pumping of H2 (amplification by a factor 6 for the Orion Bar, but not efficient in the Horsehead). In addition, we studied ALMA observations of the Horsehead with high spatial resolution. They show a great proximity between the IF and the CO line emission, usually present deep in the cloud. We find an upper limit of a few hundred astronomical units for the width of the atomic region. We find that isobaric, static and stationary Meudon PDR models reproduce the width of the atomic region within the limit found, and so does the dynamical models. These observations therefore do not allow us ton constrain dynamical effects. We performed a study on high spectral resolution observations of rotation-vibration lines of H2 made by the IGRINS spectrograph. We show that the line ratios do not constrain well the physical conditions, but that the population of the states of H2 are much influenced by relaxation rates induced by collisions, unlike the classical picture of a cascade mainly dominated by radiation after the UV pumping.
2022
Composition du jury
M. Sébastien BIZE, Directeur de recherche, LNE-SYRTE, Directeur de these
M. Andrea BERTOLDI, Ingénieur de recherche, LP2N, Rapporteur du jury
M. François BONDU, Directeur de recherche, Institut Foton (UMR 6082 / CNRS - Univ Rennes - INSA), Rapporteur du jury
M. Clément LACROUTE, Chargé de recherche, FEMTO-ST, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur des universités, Observatoire de Paris - Sorbonne Université, Membre du jury
Résumé :
Le LNE-SYRTE développe actuellement des horloges à réseau optique. Ces horloges consistent en un ensemble de quelques dizaines de milliers d’atomes ultrafroids confinés dans un réseau optique, dont une transition étroite, la transition d’horloge, est utilisée pour asservir la fréquence d’un laser ultra stable. Les performances des horloges optiques trouvent des applications aussi bien en métrologie temps-fréquences, qu’en géodésie chronométrique, ou encore qu’en physique fondamentale. Deux horloges à réseaux optiques strontium sont opérationnelles au SYRTE, et présentent une instabilité de 7e-16 à 1 seconde, et une inexactitude fractionnaire de 1.4e-17. La fiabilité de ces instruments permet des campagnes métrologiques longues et régulières, qui ont notamment permis de confirmer leur performance lors de campagnes internationales. Cette thèse propose une description des horloges, et de leurs améliorations récentes. Un budget d’exactitude révisé est présenté, ainsi que des travaux contribuant à réduire l’inexactitude de certains effets systématiques au niveau de 1e-18 : Une étude du déplacement lumineux de la transition d’horloge est proposée, et accompagnée d’un protocole permettant de s’affranchir de sa dépendance avec la température des atomes interrogés. On présente également l’assemblage d’une nouvelle enceinte ultra-haut vide, devant réduire l’inhomogénéité du rayonnement thermique reçu par les atomes, principale contribution à l’inexactitude. De nombreux résultats de comparaisons des horloges strontium, locales et internationales, par liens fibrés et par satellites, contre des horloges micro-ondes et optiques sont également décrites. Y figurent la première contribution au pilotage du Temps Atomique Internationale (TAI) en temps réel.
Summary :
LNE-SYRTE is currently developing optical lattice clocks. These clocks consist of a set of tens of thousands of ultra-cold atoms confined in an optical lattice, of which a narrow transition, the clock transition, is used to control the frequency of an ultra stable laser. The performances of optical clocks find applications in time-frequency metrology, in geodesy chronometry, or in fundamental physics. Two strontium optical lattice clocks are operational at SYRTE, and present an instability of 7e-16 at 1 second, and a fractional inaccuracy of 1.4e-17. The reliability of these instruments allows long and regular metrological campaigns, which have confirmed their performance during international campaigns. This thesis proposes a description of the clocks, and their recent improvements. A revised accuracy budget is presented, as well as work contributing to reduce the inaccuracy of some systematic effects at the level of 1e-18 : A study of the light shift of the clock transition is proposed, and accompanied by a protocol allowing to get rid of its dependence with the temperature of the interrogated atoms. The assembly of a new ultra-high vacuum chamber is also presented, in order to reduce the inhomogeneity of the thermal radiation received by the atoms, main contribution of inaccuracy. Numerous results of comparisons of strontium clocks, local and international, by fiber links and satellites, against microwave and optical clocks are also described. It includes the first contributions to the steering of the International Atomic Time (TAI) in real time.
Composition du jury
M. Faouzi BOUSSAHA, Ingénieur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Marie POIRIER-QUINOT, Professeur des universités, BioMaps, Université Paris-Saclay, Membre du jury
Mme Martina WIEDNER, Directeur de recherche, LERMA Observatoire de Paris, Membre du jury
M. François PAJOT, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Membre du jury
M. Boon-Kok TAN, Chargé de recherche, Physics Department, Oxford University, Membre du jury
M. Andrea CATALANO, Chargé de recherche, Laboratoire de Physique Subatomique et Cosmologie (LPSC), Rapporteur du jury
M. Javier BRIATICO, Directeur de recherche, Thales-CNRS - Université de Paris Saclay, Rapporteur du jury
M. Piercarlo BONIFACIO, Directeur de recherche, GEPI, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
Résumé :
Les détecteurs à inductance cinétique (MKIDs) sont des résonateurs LC à haut facteur de qualité faits à partir de couches minces supraconductrices. Ils peuvent simultanément déterminer le temps d’arrivée de chaque photon en mesurant leur énergie sans optique supplémentaire. Grâce au pouvoir de multiplexage des MKIDs qui permet de facilement réaliser des matrices de plusieurs kilopixels, cette technologie est au centre de l’attention pour les nouvelles applications en astronomie. Parmi eux se trouve l’instrument SpectroPhotometric Imaging for Astronomy with Kinetic Inductance Detectors (SPIAKID), projet du GEPI à l’Observatoire de Paris. Nous utilisons la technologie MKID pour construire un spectrophotomètre composé de 20 000 pixels qui sera déployé sur le New Technology Telescope (NTT) de 3.6m au Chili à l’horizon 2025. SPIAKID s’intéressera à la population stellaire des galaxies naines ultra faibles du Groupe Local pour mieux comprendre la formation des galaxies ainsi que la matière noire. Nous présenterons dans ce travail de thèse un design novateur pour améliorer le couplage optique entre les photons incidents et la partie sensible du détecteur.
Summary :
Microwave Kinetic Inductance Detectors (MKIDs) are superconductive thin films LC resonators with high quality factors. They can simultaneously record single-photon events and measure their energy without any added optics. Combined with the ease of multiplexing thousands of pixels into a large array, MKIDs are now at the heart of current and upcoming ground-based astronomy applications. Among them is the SpectroPhotometric Imaging for Astronomy with Kinetic Inductance Detectors (SPIAKID) project at Paris Observatory. We are using MKID technology to build a 20,000 pixels spectrophotometer that will be deployed in 2025 on the 3.6m New Technology Telescope (NTT) in Chile. SPIAKID aims to study the population and metallicity of stars in Ultra Faint Dwarf (UFD) galaxies in the Local group to have a better understanding of galaxy formation and evolution. We will present an original design intended to improve the optical coupling between incident photons and the absorber part of the detector.
Composition du jury
Mme Sonia FORNASIER, Maître de conférences, Université Paris Cité, Directeur de these
M. Paolo TANGA, Astronome, Observatoire de la Côte d’Azur (OCA), Rapporteur du jury
Mme Aurélie GUILBERT-LEPOUTRE, Chargé de recherche, Laboratoire de Géologie de Lyon, Terre, Planètes, Environnement (LGL-TPE), Rapporteur du jury
M. Pierre BECK, Professeur des universités, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Membre du jury
Mme Cécile FERRARI, Professeur des universités, Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP), Membre du jury
M. Daniel HESTROFFER, Astronome, Observatoire de Paris - Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides (IMCCE), Membre du jury
Résumé :
L’objectif de ma thèse est d’étudier les astéroïdes les plus anciens de la ceinture principale dans le but de contraindre le gradient de composition dans le Système Solaire primordial. J’ai mené plusieurs campagnes d’observations afin d’étudier spectroscopiquement les astéroïdes et les familles d’astéroïdes anciens sur l’ensemble de la ceinture principale. Au total, j’ai acquis 92 nouveaux spectres en utilisant les télescopes 1,82 m Copernico, LDT et TNG. Par la suite, j’ai complété l’étude des astéroïdes anciens en utilisant le catalogue spectral de la mission Gaia et des spectres disponibles en littérature. Tout d’abord, mes travaux se sont portés sur l’étude des astéroïdes primitifs de la région interne de la ceinture principale. L’équipe de dynamiciens a identifié des objets comme étant des vestiges des planétésimaux, restés presque intacts depuis leur formation. Mes résultats montrent que ces astéroïdes, bien que dominés par le type S comme attendu, ont une proportion importante de planétésimaux carbonés, présentant des minéraux hydratés produits par l’action de l’eau liquide. Ce résultat implique que ce type d’objets se sont formés au-delà de la ligne des glace et ont été implantés dans la région interne de la ceinture principale. De plus, trois planétésimaux de type D/T sont observés. Ces objets, riches en composés organiques, se seraient formés dans le Système Solaire externe puis implantés dans cette région de la ceinture principale. Ces deux résultats indiquent qu’il y a eut un brassage important des petits corps suite aux migrations planétaires. Mes travaux dans la ceinture principale se sont poursuivis avec l’étude d’une famille silicatée récemment identifié et dont l’âge est estimée à environ 4,5 milliards d’années. À partir d’une liste de membres potentiels, fournie par l’équipe de l’observatoire de la Côte d’Azur, j’ai effectué des études spectroscopiques qui ont permis de caractériser la composition de ces objets et notamment d’identifier et éliminer les intrus de la liste. J’observe ainsi que la famille est dominée, à 73 %, par des objets silicatés avec une minorité d’astéroïdes de type X et V. Par la suite, j’ai étudié les régions centrales et externes de la ceinture principale. J’ai travaillé sur la famille d’Itha qui a un âge inférieur à 1,5 milliard d’années. À travers une étude dynamique, mes observations et des données en littérature, j’ai pu affiner la liste des membres appartenant à Itha, en excluant des intrus et en considérant l’appartenance de certains objets en arrière-plan de cette famille. Ainsi, Itha est une famille dominée par des astéroïdes possédant une minéralogie combinant des objets silicatés et des objets appartenant au type L. Sur la base des résultats obtenus avec les planétésimaux de la ceinture interne, j’ai effectué des études comparatives entre ces derniers et les astéroïdes ayant un diamètre de plus de 50 km localisés dans le régions centrales et externes de la ceinture principale. J’observe que la région interne de la ceinture possède majoritairement des planétésimaux silicatés tandis que la région externe est dominées par les astéroïdes carbonés et ceux appartenant au groupe X. La région centrale présente, quant à elle, une plus grande variété de classe taxonomique. J’ai contribué à l’étude de deux familles anciennes, Athor et Zita, en fournissant des spectres de certains de leur membres. Ces familles possèdent une majorité de membres du groupe X. Des études sur les pentes spectrales ont montré que la famille d’Athor serait à l’origine des météorites à enstatites EL. J’ai également contribué à l’étude de l’astéroïde (223) Rosa, candidat potentiel à un survol de la sonde JUICE en 2029.
Summary :
The aim of my PhD is to study primitive asteroids of the Main Belt, in order to constrain the compositional gradient of the primordial Solar System. I carried out several observations campaigns in order to spectroscopically study ancient asteroids and families located in the entire Main Belt. I acquired a total of 92 new spectra using the 1.82 m Copernico, LDT, and TNG telescopes. I completed the study of ancient asteroids with the spectral Gaia’s database and spectra published in the literature. First, my works focused on the studies of primitive asteroids located in the inner Main Belt. The team of the Observatoire de la Côte d’Azur identified objects that are remnants of planetesimals, almost intact since their formation. My results show that these asteroids, although dominated by the S-complex as expected, have a significant proportion of carbonaceous objects, showing hydrated minerals produced by the action of liquid water. This result implies that these objects were formed beyond the snow line and were implanted in the inner Main Belt. Moreover, I observe three planetesimals that belong to the D/T type. These organic-rich objects have therefore been formed in the outer Solar System and then implanted in this region as well. These two results indicate that there was an important mixing of the small bodies after planetary migrations. I also studied a primordial S-type family aged around 4.5 Gyr. Based on a list of potential members, provided by the team of Observatoire de la Côte d’Azur, I performed spectroscopic analysis that allow me to characterize the composition of these objects, and, in particular, to identify and exclude interlopers from that list. Thus, I determine that the family is dominated, with 73 %, by silicate objects, with a small amount of X- and V-type. Then, I studied the central and outer Main Belt. I worked on Itha’s family, which has an age lower than 1.5 Gyr. Thanks to dynamical and spectroscopic studies, I was able to refine the member’s list, by excluding interlopers and adding background objects. Therefore, Itha is composed mainly of S-complex and L-type asteroids. On the basis of inner Main Belt planetesimals results, I performed comparison studies between the latter and central and outer Main Belt asteroids that have a diameter greater than 50 km. I observe that the inner Main Belt contains mainly S-complex planetesimals while the outer Main Belt is composed of carbonaceous and X-complex asteroids. The central Main Belt is composed of a wide variety of taxonomic classes. In addition, I contributed to the study of two 3 Gyr-old families, named Athor and Zita, by providing spectra of some members. These families are dominated by X-complex asteroids. Spectral studies showed the Athor family could be a source of enstatite meteorites EL. I also participated in the study of (223) Rosa, a potential candidate to a JUICE fly-by on 2029.
Composition du jury
Mme Karine ISSAUTIER, Directeur de recherche, CNRS, Observatoire de Paris, LESIA, Directeur de these
M. Dusan ONIC, Assistant professor, Faculty of Mathematics, University of Belgrade, Serbia, Directeur de these
Mme Laurence REZEAU, Professeur, Professeur, Sorbonne Université, LPP, PSL, Ecole Polytechnique, Membre du jury
M. Herve LAMY, Senior Scientist, Belgian Institute for Space Aeronomy IASB/BIRA, Rapporteur du jury
M. Christian MAZELLE, Directeur de recherche, IRAP, Rapporteur du jury
M. Marko STALEVSKI, Assistant Research Professor, Astronomical Observatory - Belgrade, Serbia, Membre du jury
M. Vladimir ZEKOVIC, Assistant Research Professor, University of Belgrade Faculty of Mathematics, Princeton University Department of Astrophysical Sciences,
Résumé :
Les grains de poussière interplanétaires contiennent des informations importantes sur le système solaire. L’analyse de ces particules est un aspect important de l’étude de l’héliosphère. Depuis les années 1980, les impacts de poussières sont observés à l’aide d’instruments radio et à ondes embarqués à bord de sondes spatiales. L’interaction entre le nuage de plasma généré par l’impact de poussières et les éléments du système antenne-sonde spatiale génère la forme d’onde du signal. Le présent travail se concentre sur la détection et l’interprétation des observations de poussières à partir d’instruments radio à bord de divers sondes en orbite à 1 AU. Dans la première partie de la thèse, nous avons développé un modèle qui lie les signaux électriques observés aux propriétés d’impact des poussières. Nous proposons un nouveau modèle qui prend en compte les effets d’impact - ionisation - collection de charges et d’influence électrostatique. Il s’agit d’une expression analytique de l’impulsion. Elle nous permet de mesurer la quantité de la charge ionique totale, la fraction de la charge qui s’échappe, l’échelle du temps de montée et l’échelle du temps de relaxation. Le modèle proposé est simple et pratique pour l’ajustement à un grand jeux de données. Pour valider le modèle, nous utilisons le sous-système Time Domain Sampler (TDS) de l’instrument STEREO/WAVES, qui génère des séries temporelles d’impulsions de la tension à haute cadence pour chaque monopole. Nous avons collecté tous les événements de poussière détectés par S/WAVES/TDS simultanément sur les trois monopoles à 1 AU depuis le début de la mission STEREO en 2007. Notre étude confirme que le temps de montée dépasse largement la courte échelle de temps de collecte des électrons par la sonde. Outre la dynamique des électrons, nous avons également obtenu des résultats nouveaux concernant la température des électrons du nuage. Le modèle présenté constitue un outil efficace pour analyser les formes d’onde de la poussière et est applicable à différentes missions spatiales qui étudient la distribution des particules de poussière, par exemple sur Solar Orbiter et Parker Solar Probe. Dans la deuxième partie de la thèse, nous ètudions la poussière interstellaire (ISD). La poussière interplanétaire et la poussière inter- stellaire sont les deux principales populations de poussière à 1AU. L’objectif de cette partie est d’analyser les jeux de données pour la poussière interstellaire collectés par les sondes STEREO et Wind, sur une grande échelle de temps, dès le début des missions. Entre 2007 et 2012, au moment du minimum solaire avec un dipôle solaire pointant vers le sud, les trois sondes ont enregistré un flux ISD à 1 AU, mais avant et après cette période, la disparition de la composante interstellaire est notable. La disparition d’impacts suggère que le flux de poussière interstellaire observé varie avec le cycle solaire. Lorsque le champ dipolaire magnétique a changé de polarité au cours du cycle solaire, les grains interstellaires ont subi une focalisation ou une défocalisation. Par conséquent, les grains de poussière sont systématiquement déviés vers - ou loin - du plan de l’équateur magnétique solaire, par le champ magnétique du vent solaire, ce qui affecte la dynamique de la poussière et le flux total de poussière interstellaire dans l’héliosphère interne.
Summary :
Interplanetary dust grains contain important information about the Solar System. Analyzing these particles is an important aspect of the heliosphere study. Dust impacts have been observed using radio and wave instruments onboard the spacecraft since the 1980s. The interaction between the impact-generated plasma cloud and antenna – spacecraft system elements generates the characteristic signal waveform. The present work focuses on the detection and interpretation of the dust generated signals from radio instruments onboard various spacecraft orbiting at 1 AU. In the first part of the thesis, we aim to develop a model which links the observed electric signals to the dust impact properties. We propose a new model which takes into account the effect of impact - ionization charge collection and electrostatic-influence. Our model provides an analytical expression for the pulse. It allows us to measure the amount of total ion charge, the fraction of escaping charge, the rise timescale, and the relaxation timescale. The proposed model is simple and convenient for large data fitting. To validate the model, we use the Time Do- main Sampler (TDS) subsystem of the STEREO/WAVES instrument, which generates high-cadence time series of voltage pulses for each monopole. Since the beginning of the STEREO mission in 2007, we have collected all the dust events detected by S/WAVES/TDS simultaneously on all three monopoles at 1 AU. Our study confirms that the rise time vastly exceeds the spacecraft’s short timescale of electron collection by the spacecraft. Aside from electron dynamics, we also obtained interesting results regarding the cloud’s electron temperature. The presented model provides an effective tool for analyzing dust waveforms, and is applicable for different space missions which investigate the distribution of dust particles, e.g., Solar Orbiter and Parker Solar Probe. In the second part of the thesis, we focus on the interstellar dust (ISD). Interplanetary and interstellar dust are the two main dust populations at 1 AU. Our objective is to search for interstellar dust by analyzing the data sets collected by STEREO and Wind, starting from the beginning of the missions. Between 2007 and 2012, while being at the solar minimum with a solar dipole pointing southward, all three spacecraft recorded ISD flux at 1 AU. However, before and after that period, the disappearance of the interstellar component was noticeable. The observed change of the impact rate suggests that the flux of interstellar dust at 1 AU varies with the solar cycle. Each time the magnetic dipole field changes its polarity during the solar cycle, small interstellar grains experience focusing or defocusing. Consequently, the dust grains are systematically deflected either towards, or away from the solar magnetic equator plane by the solar wind magnetic field which thus affects the dust dynamics and the total interstellar dust flux in the inner heliosphere. Our study provides the first quantitative description of the time variation of ISD flux at 1 AU.
Composition du jury
Mme Sylvie CABRIT, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Bertrand LEFLOCH, Directeur de recherche, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, Rapporteur du jury
M. Lars Egstrøm KRISTENSEN, Associate professor, University of Copenhagen, Membre du jury
M. Alejandro RAGA, Professeur, Institute of Nuclear Sciences - National Autonomous University of Mexico, Membre du jury
Mme Martina WIEDNER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Jean-Marc HURÉ, Professeur, Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Rapporteur du jury
Résumé :
L’efficacité observée dans la formation des étoiles jusqu’au parsec ne dépasse pas quelques pourcents, sans oublier le décalage de la fonction initiale de masse (IMF) à seulement ∼30% de la masse du cœur pré-stellaire initial. Comprendre en détail le processus derrière d’aussi faibles efficacités reste encore à ce jour une question ouverte. En outre, les simulations numériques les plus récentes ont démontré que la turbulence et les champs magnétiques à eux seuls ne peuvent suffire à reproduire de telles valeurs. Elles montrent que la rétroaction des flots protostellaires joue un rôle crucial en perturbant les écoulements d’accrétion, en évacuant la matière des coeurs, et/ou en maintenant la turbulence. Malheureusement, que ce soit en termes de volume de nuage affecté, d’impulsion injectée, de masse entraînée, ou d’impact sur le disque et l’enveloppe en effondrement : l’importance de cette rétroaction dépend fortement de la géométrie sous-jacente du vent protostellaire. Cette dernière reste encore débattue : "vent X grand angle" rapide, vent de disque MHD plus lent, ou jet collimaté ? De toute évidence, afin d’évaluer fiablement l’impact de la rétroaction des flots sur la formation stellaire, il est d’une importance cruciale de déterminer la géométrie de vent la plus réaliste (et/ou les géométries que nous pouvons exclure). Pour apporter une nouvelle contribution quant à cette question, nous présentons des simulations numériques de flots poussés par un jet pulsé collimaté, lancé à travers un cœur pré-stellaire stratifié. Nous comparons nos simulations avec les observations ALMA récentes, ainsi qu’avec les prédictions analogues pour un vent X grand angle. Nos simulations sont les premières à combiner sur une échelle de 0.1 pc la variabilité du jet, la stratification en densité de l’enveloppe et des échelles de temps de 10 000 ans comparables aux flots jeunes observés. Les prédictions de nos simulations en termes de largeur de flot, de diagrammes position-vitesse, et de distribution masse-vitesse, montrent une ressemblance frappante avec les observations ALMA de flots CO tels que HH46/47 et CARMA-7. L’accord est même plus prometteur qu’avec les modèles de flots poussés par un "vent X grand angle". Ces résultats pourraient avoir une implication majeure sur le rôle des flots dans la régulation de la formation stellaire.
Summary :
A long-standing open question in star formation is the process responsible for its low efficiency on parsec scales (a few %), and for shifting down the Initial Mass Function (IMF) to only ∼30% of the prestellar core mass distribution. The most recent numerical simulations show that neither turbulence nor magnetic fields can, alone, reproduce these low efficiencies, and that feedback by protostellar outflows must play a crucial role by disrupting accretion streams, expelling material from cores, and/or sustaining turbulence. Unfortunately, the magnitude of outflow feedback (affected cloud volume, injected momentum, entrained mass, impact on the disk and infalling envelope) depends strongly on the underlying protostellar wind geometry, which remains uncertain and heavily debated : a fast wide-angle "X-wind”, a slower MHD disk wind, a narrow jet ? Clearly, if we want to reliably assess the role of outflow feedback in star formation, it is of utmost importance to determine which wind geometry is the most realistic (and/or which one can be excluded). As a new contribution towards this goal, we present, for the first time, numerical predictions for outflows driven by a narrow pulsed jet in a stratified prestellar core. We compare our simulations against recent ALMA observations and analogous predictions for a wide-angle X-wind. Our simulations are the first to combine jet variability, ambient density-stratification, and long timescales up to 10 000 yrs (typical of young outflows) on scales up to 0.1 pc. We find that the predicted widths, position-velocity diagrams, and mass-velocity distribution, show striking resemblance with ALMA observations of CO outflows such as HH46/47 and CARMA-7, and in closer agreement than models based on a wide-angle "X-wind". The results obtained in this work could have major implications for the feedback of protostellar outflows on star formation.
Composition du jury
Mme Karine ISSAUTIER, Directeur de recherche, LESIA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Directeur de these
M. Philippe SAVOINI, Professeur, Sorbonne Université & LPP/Ecole Polytechnique, Membre du jury
Mme Viviane PIERRARD, Professeur, Royal Belgian Institute for Space Aeronomy & Université catholique de Louvain, Rapporteur du jury
M. Benoit LAVRAUD, Directeur de recherche, Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Université de Bordeaux, CNRS, Rapporteur du jury
M. Marc PULUPA, Associate Research Physicist, Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley, Membre du jury
M. Yannis ZOUGANELIS, Associate Research Physicist, European Space Agency, Membre du jury
Résumé :
Le transport d’énergie dans la couronne et le vent solaires, qui n’est pas complètement compris, joue un rôle clé dans le chauffage de la couronne et l’accélération du vent. En raison de leur faible masse par rapport aux ions, les électrons dominent l’expansion thermique du vent solaire. Pour dériver leurs propriétés, la technique du bruit quasi-thermique (QTN) est un outil fiable : elle permet d’obtenir des mesures précises des paramètres des électrons dans le vent solaire, en particulier la densité électronique totale, sans aucun étalonnage. La technique QTN permet donc des vérifications croisées en routine pour les détecteurs de particules traditionnels. La sonde solaire Parker Solar Probe (PSP), en cours d’exploitation, dont les distances héliocentriques des périhélies de l’orbite passent de 35.7 rayons solaires (Rs) à 9.86 Rs en l’espace de cinq ans, offre une opportunité inédite d’examiner les propriétés du vent solaire au plus près du Soleil. Tout d’abord, en utilisant les paramètres des électrons obtenus par la technique simplifiée du QTN et les paramètres des protons déduits des "coupes" de Faraday, nous avons étudié le flux d’énergie du vent solaire aussi près du Soleil que 27.8 Rs. Nous avons obtenu une valeur moyenne du flux d’énergie similaire aux résultats précédents basés sur des observations à long terme à de plus grandes distances et à diverses latitudes, ce qui confirme que cette quantité apparaît comme une constante solaire globale. De plus, les distributions normalisées du flux d’énergie sont presque symétriques et bien ajustées par des gaussiennes, ce qui implique des interactions limitées entre le vent solaire et les structures transitoires du plasma dans l’héliosphère interne. Ensuite, nous avons examiné l’évolution radiale de la température totale des électrons (Te), déduite de la technique du QTN en utilisant la partie haute fréquence des spectres radio, avec la distance héliocentrique variant d’environ 13 à 60 Rs. Nous obtenons que Te décroît avec la distance comme R^-0.66, qui est une variation beaucoup plus lente qu’un comportement adiabatique. Le température Te, basée sur les observations PSP, est cohérente avec la prédiction du modèle de vent solaire exosphérique extrapolé à 10 Rs, ainsi qu’aux observations Helios à 0.3 UA et aux observations de Wind à 1 UA, respectivement. De plus, lorsque le vent solaire est plus lent (ou dans un tube de flux avec un flux de masse plus important), les profils radiaux de Te sont plus raides. Une anticorrélation plus prononcée de Vp-Te est observée lorsque le vent solaire est plus lent et plus proche du Soleil. En complément, nous avons créé une base de données de spectres affectés par les ondes de Langmuir et/ou les émissions électromagnétiques, qui peut être utilisée pour une analyse plus approfondie et sera aussi utile pour un ajustement en routine sur la totalité du spectre QTN dans le vent solaire. En plus des propriétés du vent solaire, nous avons étudié un choc interplanétaire (IP) quasi-perpendiculaire supercritique, interagissant avec le pré-choc terrestre. De nouvelles caractéristiques sur les activités des ondes et la dynamique des particules, résultant de l’interaction choc-foreshock, ont été identifiées : (1) Des sursauts d’ondes de Langmuir intenses sont détectées en aval du choc IP, ce qui coïncide avec le fait que les faisceaux d’électrons pénétrant dans le pré-choc terrestre sont accélérés parallèlement au champ magnétique vers l’aval. (2) Le choc IP interagit avec les ondes/fluctuations d’Alfvén en amont, et est associé à un faiseau d’ions réfléchis en giration, d’intensité atypique par rapport à d’autres événements présentant des paramètres de choc similaires. Ces résultats soulèvent des questions et nécessitent des études supplémentaires concernant l’accélération des particules (par exemple par des whistlers précurseurs) et l’interaction choc-ondes d’Alfvén.
Summary :
Heat transport in the solar corona and wind, which is not completely understood, plays a key role in corona heating and wind acceleration. Due to their small mass compared to ions, electrons dominate the thermally driven solar wind expansion. To derive their properties, the Quasi-thermal noise (QTN) technique is a reliable tool : it yields accurate measurements of the electron parameters in the solar wind especially the total electron density without any calibration. The QTN technique thus provides routine cross-checking for traditional particle detectors. The ongoing pioneering Parker Solar Probe (PSP), whose heliocentric distances of orbit perihelia decrease from 35.7 solar radii (Rs) to 9.86 Rs within five years, offers an opportunity to examine the solar wind properties closer to the Sun than previously detected. First, based on electron parameters obtained from the simplified QTN technique and the bulk proton parameters by Faraday Cups, we investigate the solar wind energy flux as close to the Sun as 27.8 Rs. We obtain that the averaged energy flux value is similar to the previous results based on long-term observations at greater distances and various latitudes, which confirms that this quantity appears as a global solar constant. Furthermore, the normalized energy flux distributions are nearly symmetrical and well fitted by Gaussians, implying the limited interactions between the solar wind and transient plasma structures in the inner heliosphere. Then, we examine the radial evolution of the total electron temperature (Te), derived from the QTN technique using the high-frequency part of the radio spectrum, with the heliocentric distance varying from about 13 to 60 Rs. We obtain that Te decreases with the distance as R^-0.66, which is much slower than an adiabatic behavior. The extrapolated Te is consistent with the exospheric solar wind model prediction at around 10 Rs, Helios observations at 0.3 AU, and Wind observations at 1 AU, respectively. Furthermore, when the solar wind is slower (or in flux tube with larger mass flux), the radial Te profiles are steeper. More pronounced anticorrelated (Vp, Te) is observed when the solar wind is slower and closer to the Sun. As a byproduct, we derive a database of spectra affected by bursty Langmuir waves and/or electromagnetic emissions, which will be useful for further analysis and routine full fit on the QTN spectra. In addition to the solar wind properties, we study a supercritical quasi-perpendicular interplanetary (IP) shock interacting with the terrestrial foreshock via Wind observations. Some new features of wave activities and particle dynamics, resulting from the shock-foreshock interaction, are identified : (1) Intensive bursty Langmuir waves are detected downstream of the IP shock, coinciding with that the penetrating terrestrial foreshock electron beams are accelerated parallel to the magnetic field toward downstream. (2) The IP shock is interacting with the upstream Alfvén waves/fluctuations, and associated with atypically intensive beam-like gyrating-reflected ions compared to other events with similar shock parameters. These findings raise questions and trigger further investigations regarding particle acceleration (i.e. through precursor whistlers) and shock-Alfvén-wave interaction.
Composition du jury
M. Piercarlo BONIFACIO, Directeur de recherche , CNRS , Directeur de these
Mme Sophie VAN ECK, Professeur , Université Libre de Bruxelles , Rapporteur du jury
Mme Marcella MARCONI, Directeur de recherche , INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte , Rapporteur du jury
Mme Yveline LEBRETON, Astronome , Observatoire de Paris , Membre du jury
Mme Céline REYLÉ, Astronome , Institut UTINAM , Membre du jury
M. Norbert CHRISTLIEB, Professor , Ruprecht Karls Universität Heidelberg , Membre du jury
Résumé :
Ce travail de thèse présente plusieurs études qui utilisent la spectroscopie à haute résolution pour déterminer les propriétés chimiques des différentes populations stellaires de la Voie Lactée. Le document est structuré comme suit : Le premier chapitre de la thèse, divisée en 3 sections, est une introduction générale à la structure de la Voie lactée et à ses populations stellaires, suivie d’une partie décrivant les différentes méthodes utilisées pour mesurer les abondances chimiques des étoiles. La première section décrit les différents scénarios concernant la structure et la formation de la Voie Lactée, en présentant en particulier les découvertes les plus récentes. La deuxième section introduit les concepts physiques de base nécessaires et les objectifs des études présentes dans ce travail de thèse. La troisième section décrit les méthodes utilisées dans l’analyse des données spectroscopiques. Le deuxième chapitre présente les travaux effectués dans la cadre du projet MINCE. La première étude concerne l’analyse de la composition chimique d’un échantillon d’étoiles géantes jeunes qui ont été découvertes par hasard au cours des premières missions d’observations du projet MINCE. J’ai déterminé les paramètres stellaires, analysé les spectres, mesuré les vitesses de rotation de ces étoiles et comparé les résultats aux modèles théoriques, en reportant tous ces résultats dans un article. La deuxième étude présente les résultats obtenus par l’analyse du premier échantillon d’étoiles propres au projet MINCE. J’ai contribué à l’analyse d’une partie des spectres stellaires de ce tout premier jeu de spectres MINCE. Le troisième chapitre porte sur les résultats d’une analyse faite dans le contexte du projet CERES. La première partie de ce travail présente une détermination détaillée de la composition chimique de l’étoile RAVE J110842.1-715300, dont le but est de savoir si cette étoile provient de l’amas globulaire Omega Centauri. Ma contribution porte sur la détermination des paramètres stellaires de cette étoile. La deuxième étude menée dans le contexte de ce projet CERES est constituée de l’analyse d’un échantillon d’étoiles. J’ai déterminé les paramètres stellaires, calculé les modèles d’atmosphère et les abondances chimiques, et écrit l’article. Le quatrième chapitre porte sur un travail fait dans le contexte du projet "High-speed stars" s’intéressant aux étoiles à grande vitesse transversales héliocentriques (>= 500 km/s). La première étude porte sur le suivi spectroscopique à haute résolution de deux étoiles jeunes et pauvres en métaux de l’échantillon de Caffau et al. (2020), afin de déterminer si ces étoiles sont des "blue stragglers". J’ai obtenu et analysé les spectres UVES de ces deux étoiles. Les résultats ne sont pas encore publiés. La deuxième étude concerne une analyse détaillée de deux étoiles à grande vitesse observées avec le spectrographe HDS au télescope Subaru. Pour cette étude, j’ai déterminé l’abondance du Carbone. Le cinquième chapitre présente les résultats obtenus à partir de l’analyse d’un échantillon d’étoiles sélectionnées au moyen de la photométrie de PRISTINE. La première étude porte sur la détermination de la composition chimique d’un échantillon d’étoiles qui ont pu être enrichies par les éjectae de l’explosion de supernovae à instabilité de paires. Mon travail a consisté à sélectionner les candidats les plus intéressants, puis d’effectuer une mission d’ observation avec le spectrographe SOPHIE à l’Observatoire de le Haute Provence (OHP). La deuxième étude présente les résultats préliminaires de la détermination de la composition chimique d’un échantillon d’étoiles Pristine sélectionnées comme extrêmement pauvres en métaux. Mon travail a porté sur la détermination des paramètres stellaires et le calcul des abondances chimiques. Un article est en préparation. Le sixième chapitre présente les conclusions de ce travail de thèse et apporte quelques reflexions sur les projets à venir.
Summary :
This thesis project presents several studies that are focused on the investigation of the chemical properties of different stellar populations in the Milky Way by means of high-resolution spectroscopy. The thesis is structured as follows : The first chapter is an introduction to the thesis project, and is divided into three sections. The first section describes the structure and formation scenarios of the Milky Way, in particular by referring to the most recent discoveries. The second section introduces the basic concepts and objectives of the studies presented in this thesis work. The third section describes the methods used to analyse the spectroscopic data. The second chapter presents the studies carried out in the context of the MINCE project. The first study is devoted to the chemical analysis of a sample of young giant stars that was serendipitously discovered during the first MINCE observations. My contribution in this work was to derive the stellar parameters, analyse the spectroscopic data, measure the rotational velocities, compare the results with theoretical models and write the paper. The second study presents the results obtained from the analysis of the first sample of MINCE stars. In this work, I contributed to the analysis of some of the stars in the sample. The third chapter presents the results obtained in the context of the CERES project. The first study presents a detailed chemical analysis of the star RAVE J110842.1-715300, with the aim of understanding whether or not it originated in the Omega Centauri globular cluster. My contribution in this study was to derive the stellar parameters of the star. The second study presents the results obtained for the CERES star sample. My contribution was to derive the parameters, compute model atmospheres, measure the chemical abundances, and write the paper. The fourth chapter presents the results obtained in the context of the High-speed stars project. The first study reports the results obtained from the high-resolution follow-up of two young and metal-poor stars in the sample of Caffau et al. (2020), to check whether they are blue stragglers or not. My contribution in this study was to obtain the high-resolution observations with UVES and to analyse the data. These results have not been published yet. The second study presents a detailed analysis of two high-speed stars observed with Subaru. In this study I was involved in the C abundance determination. The fifth chapter presents the results obtained from the chemical analysis of samples of stars selected using the Pristine photometry. The first study presents the chemical analysis of a sample of metal-poor stars that may have been enriched by the explosion of pair instability supernovae. My contribution was to select promising candidates and observe them with the SOPHIE spectrographat Observatoire de le Haute Provence (OHP)in visitor mode. The second study presents the preliminary results obtained from the chemical analysis of a sample of Pristine extremely metal-poor candidates. My contribution in this study was to derive the stellar parameters and the chemical abundances. The paper is in preparation. The sixth chapter concludes the thesis and gathers final reflections and future projects.
Composition du jury
M. Sébastien BIZE, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Francois VERNOTTE, Professeur des universités, Université de Bourgogne Franche Comte, Rapporteur du jury
Mme Pascale DEFRAIGNE, Astronome, ORB, Rapporteur du jury
Mme Cecilia CLIVATI, Chargé de recherche, INRIM, Membre du jury
M. Carlo SIRTORI, Professeur des universités, Ecole Normale Superieure, Membre du jury
Résumé :
Les horloges atomiques sont les outils modernes de la mesure du temps. Depuis la redéfinition de la seconde en 1967 fondée sur l’interrogation d’une transition atomique du Césium 133, les horloges atomiques se sont considérablement améliorées. Cela a conduit à de nombreuses avancées technologiques au cours des 55 dernières années, dont beaucoup nécessitent un transfert précis des signaux de temps et de fréquence, un exemple important étant le système de positionnement global (GPS). Avec les récents progrès des horloges atomiques de dernière génération, dites optique, les moyens traditionnels de diffusion des signaux d’horloge(s) ne sont plus adaptés si on n’accepte pas de ne pas dégrader leurs performances. La mise en oeuvre d’une nouvelle technologie a été développée à cette fin dans plusieurs pays du monde ces dernières années. Elle utilise les fibres optiques comme support pour transférer et comparer les signaux des références de fréquence atomique. Dans cette thèse, j’aborderai la mise en œ uvre d’un réseau de fibres optiques en France. Je discuterai des processus généraux de bruit de ces liaisons par fibre optique, et de leurs limites techniques et fondamentales. Des études approfondies de plusieurs applications d’un réseau de fibres sont présentées. Celles-ci incluent l’évaluation de la contribution de l’incertitude du réseau français de fibres optiques à la comparaison des horloges optiques. Ensuite, je présenterai une études sur l’utilisation de réseaux de fibres pour la détection de phénomènes géophysiques. Cela inclut la détection de l’effet Sagnac dans un lien à fibre déployé dans une topologie en anneau autour de Paris. Ensuite, je montrerai une étude de la détection des tremblements de terre avec le réseau de fibres français, et je discuterai des perspectives d’utilisation d’une telle technologie.
Summary :
Atomic clocks are the modern tools of timekeeping. Ever since the redefinition of the second in 1967 based on an atomic transition of Cesium 133, the atomic clocks have improved drastically. This has lead to many technological advancements the last 55 years, many of which require precise transfer of time and frequency signals, a prominent example being the Global Positioning System (GPS). With the recent advancements of the last generation of state-of-the-art atomic clocks, so called optical clocks, traditional means of disseminating their signals without degrading their performance are no longer adequate. The implementation of a new technology for such purposes has in recent years been implemented in several countries around the world, which utilizes optical fibers as a medium to transfer and compare the signals of the atomic frequency references. In this thesis, I discuss the exploitation of such an optical fiber network in France. I discuss the general noise processes of such fiber links, and their technical and fundamental limits. In-depth studies of several applications of a fiber network is presented. These include the evaluation of the uncertainty contribution of the French fiber network to the comparison of optical clocks. I also show studies of the use of fiber networks for the sensing of effects arising from the Earth. This includes the sensing of the Sagnac effect in a fiber link deployed in a ring topology around Paris, a study of the detection of earthquakes with the French fiber network, and a discussion of the prospects of the use of such a technology.
Composition du jury
M. Philippe ROBUTEL, Directeur de recherche , Observatoire de Paris , Directeur de these
Mme Alessandra CELLETTI, Full professor , Université Rome Tor Vergata , Rapporteur du jury
M. Benoît NOYELLES, Maître de conférences , Institut UTINAM , Rapporteur du jury
M. Adrien LELEU, post-doctorant , Université de Genève , Membre du jury
M. Alexandre Carlos MORGADO CORREIA, Associate professor , CFisUC, Université de Coimbra , CoDirecteur de these
Mme Françoise ROQUES, Astronome , Lesia, Observatoire de Paris , Membre du jury
Mme Anne LEMAîTRE, Full professor , Université de Namur , Membre du jury
Résumé :
Les systèmes planétaires peuvent adopter des configurations remarquables. L’une d’elles, dite co-orbitale, se produit lorsque deux planètes ont la même période orbitale autour de leur étoile, c’est à dire, quand elles sont en résonance de moyen mouvement 1:1. Même au sein de la résonance co-orbitale, de nombreuses trajectoires sont possibles. Les plus simples sont connues depuis le 18ème siècle, comme deux corps co-orbitaux sur des orbites planes et circulaires formant avec leur étoile un triangle équilatéral tournant. Cependant, certaines configurations plus subtiles n’ont été découvertes que récemment. Dans le cas de deux points matériels à faibles excentricités et inclinaisons, les aspects analytiques de la dynamique sont bien compris. Cependant, de grandes excentricités ou inclinaisons sont responsables de changements topologiques dans l’espace des phases, tandis que des corps étendus peuvent engendrer la dissipation de l’énergie mécanique, et la dynamique dans ces cas a encore des zones d’ombre. Aucune des huit planètes du système Solaire ne co-orbitent ensemble le Soleil, bien que des corps co-orbitaux existent dans le système Solaire, soit entre deux objets mineurs (orbitant une planète), soit entre une planète et un objet mineur (orbitant le Soleil). Cette absence de planètes co-orbitales n’est a priori pas la norme dans les systèmes exoplanétaires, puisque les modèles de formation prédisent leur existence. Pourtant, en dépit de milliers de détections d’exoplanètes, aucune paire de planètes co-orbitales n’a été détectée à ce jour. Bien que cela puisse s’expliquer par des biais observationnels, nous montrons dans ce manuscript que les forces de marées sont responsables de la destruction des paires de planètes co-orbitales. Nous construisons un modèle analytique de marées du système plan étoile-planète-planète, basé sur une extension, avec dissipation de marées, du formalisme Hamiltonien. Le modèle fournit une expression analytique précise de la durée de vie de la paire, dépendant des paramètres, et qui permet de prédire quelles exoplanètes déjà découvertes pourraient avoir un compagnon co-orbital non détecté. Les modèles de formation prédisent aussi qu’un nombre important de planètes co-orbitales sont formées au sein d’une chaîne de résonance. Ainsi, nous étendons l’étude précédente au cas où la paire est au sein d’une chaîne de résonance. Plus précisement, nous construisons un modèle Hamiltonien de la chaîne de résonance p:p:p+1 où la paire de co-orbitaux est en résonance de moyen mouvement du premier ordre p:p+1 avec une troisième planète externe, p étant un petit entier. Après comparaison des familles d’équilibres du modèle avec les familles d’orbites quasipériodiques correspondantes dans le système complet, nous ajoutons la dissipation de marées au modèle à l’aide d’un formalisme pseudo-Hamiltonien. Nous montrons que cette chaîne de résonance met en scène une résonance séculaire 1:1 entre la libration de l’angle co-orbital et la précession des péricentres, et en analisant les valeurs propres du système différentiel linéarisé au voisinage des familles d’équilibres, nous montrons comment les marées stabilisent le système aux alentours de cette résonance séculaire, rendant la paire de planètes co-orbitales bien plus stable quand elle est dans la chaîne de résonance p:p:p+1.
Summary :
Planetary systems can adopt remarkable configurations. One of them, said co-orbital, occurs when two planets share the same orbital period around their star, that is, when they are in a 1:1 mean motion resonance. Even within the co-orbital motion, many trajectories are possible. The simplest ones are known since the 18th century, like two co-orbital bodies on planar and circular orbits forming with the star a rotating equilateral triangle. However, some more subtle configurations were not discovered until recently. In the case of point mass bodies with small eccentricities and inclinations, the analytical features of the dynamics are well understood. However, large eccentricities and inclinations are responsible for topological changes in the phase space, while extended bodies can lead to dissipation of the orbital energy, and the dynamics in these cases still has grey areas. None of the eight planets of the Solar system are in co-orbital motion together, although co-orbital bodies exist in the Solar system, either between two minor objects (orbiting a planet) or between a planet and a minor object (orbiting the Sun). This absence of planet-planet co-orbital motion should not be the norm in exoplanetary systems, as the formation models predict their existence. Nevertheless, despite thousands of exoplanets detection, no pair of co-orbital planets has been detected so far. While this may be in part explained by detection bias, we show in this manuscript that tidal effects are responsible for the disruption of co-orbital pairs of planets. We build an analytical tidal model of the planar system star-planet-planet, based on an extension of the point-mass Hamiltonian formalism with tidal dissipation. The model provides an accurate analytical expression for the lifetime of the pair depending on the parameters, allowing to predict which already discovered exoplanets might have an undetected co-orbital companion. Formation models also predict that a significant number of co-orbital planets are formed within a resonance chain. Therefore, we extend the previous study to the case where the pair is within a resonance chain. More precisely, we build a Hamiltonian model of the resonance chain p:p:p+1 where the co-orbital pair is in a first-order mean motion resonance p:p+1 with an outermost third planet, p being a small integer. After comparing the families of equilibria of the model with the associated families of periodic orbits of the complete system, we add tidal dissipation to the model using a pseudo-Hamiltonian formalism. We show that this resonance chain features a 1:1 secular resonance between the libration of the co-orbital angle and the precession of the pericentres, and by analizing the eigenvalues of the linearized system in the vicinity of the families of equilibria, we show how tides stabilize the system around this secular resonance, making co-orbital pairs of exoplanets much more stable while inside the p:p:p+1 resonance chain.
Composition du jury
Mme Yan DELORME , Observatoire de Paris, Directrice de thèse
M. François PAJOT, IRAP- Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur
Mme Christine LETROU, Télécom SudParis, Rapporteure
M. Patrick MOUNAIX, IMS-Université de Bordeaux, Examinateur
Mme Dominique BOCKELÉE, Lesia-Observatoire de Paris, Examinatrice
M. Jérôme PUECH, CNES-Centre national d’études spatiales, Invité
Résumé :
Les fréquences THz contiennent beaucoup d’informations utiles pour révéler la formation de la galaxie et l’évolution des étoiles. Pour détecter le spectre avec une sensibilité élevée et une très haute résolution, nous devons utiliser un récepteur hétérodyne. Pour les fréquences supérieures à 1 THz, le mélangeur à bolomètre à électrons chauds (HEB) est le meilleur candidat car il a la sensibilité la plus élevée parmi d’autres types de mélangeurs et théoriquement aucune limite de fréquence supérieure. L’une des demandes urgentes pour les futurs télescopes nécessitant des mélangeurs HEB est la construction de réseaux de récepteurs dans le but d’améliorer la cohérence des données acquises et d’augmenter la vitesse de cartographie. Il n’y a actuellement que quelques réseaux de récepteurs avec un petit nombre de pixels fonctionnant au-dessus de 1 THz. Ainsi, cela nécessite encore beaucoup d’investigation. Cette thèse se concentre sur deux aspects principaux. Le premier consiste à étudier l’élément de distribution de l’oscillateur local (OL) pour le réseau de mélangeurs en utilisant un réseau de phase global. Le deuxième est de caractériser l’impédance en fréquence intermédiaire (FI) du mélangeur HEB dans ses conditions de travail. Le premier aspect vise à trouver un moyen efficace de diviser un faisceau OL à quatre faisceaux secondaires pour alimenter une matrice de mélangeur à 1,3 THz. J’ai d’abord simulé et mesuré un diviseur à quatre faisceaux, puis analysé ces données et conclu les travaux de conception. La simulation et la mesure montrent un bon accord. Le deuxième aspect vise à mieux comprendre le mécanisme physique du HEB afin de préparer l’intégration du circuit FI pour la construction du réseau de mélangeurs. Ce travail est réalisé par la combinaison de mesure et de simulation électromagnétique tridimensionnelle du bloc HEB. J’ai extrait l’impédance FI du mélangeur HEB à différents points de polarisation et différents niveaux de pompage OL à température cryogénique.
Composition du jury
M. Andreas ZECH, Maître de conférences, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. José MARIA MARTÍ, Professeur des universités, Université de Valence, Espagne, Rapporteur du jury
M. Julien MALZAC, Chargé de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury
Mme Françoises COMBES, Professeur des universités, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Ivan AGUDO, Ramón y Cajal Researcher, Instituto de Astrofisica de Andalucia-CSIC, Membre du jury
Mme Patrizia ROMANO, Staff Researcher, INAF-IASF Palermo, Membre du jury
M. Alexandre MARCOWITH, Directeur de recherche, Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, Membre du jury
M. Zakaria MELIANI ,Astronome adjoint, Observatoire de Paris
Résumé :
Les noyaux actifs de galaxies (AGN) sont observés sur l’ensemble du spectre électromagnétique, de la bande radio jusqu’au rayonnement gamma de très hautes énergies. Une part importante du flux est émise depuis les jets relativistes qui sont une composante essentielle des AGN. Le rayonnement est non thermique et il peut être expliqué via la présence d’une population de particule relativiste accélérée aux hautes énergies. Les observations radio very long baseline interferometry (VLBI) trahissent la présence d’une grande variété de zones d’émission nommées nœuds. Certains nœuds sont quasi stationnaires et d’autres se propagent le long du jet. Le déplacement de tels nœuds semble être corrélé avec une certaine variabilité multilongueurs d’onde. Toutefois, les caractéristiques de cette variabilité, notamment sa durée, évoluent avec la fréquence et laissent envisager la présence de mécanismes complexe d’accélération des particules et de refroidissement. L’ensemble de ces contraintes observationnelles permet d’envisager la construction d’un modèle unifié de l’émission d’AGN détectés en rayons gamma. L’approche avancée dans ce manuscrit repose sur le scénario dit "choc - choc’’. Ce dernier s’appuie sur l’idée que des interactions entre des chocs en mouvement et quasi stationnaires permettent d’expliquer une grande part des observations multilongueurs d’onde. Dans ce manuscrit, nous proposons donc un modèle cohérent permettant de combiner l’utilisation de simulations magnétohydrodynamiques en relativité restreinte pour modéliser différents types de jets relativistes (code MPI-AMRVAC) avec un traitement du transfert radiatif (code RIPTIDE). Le code RIPTIDE a été développé pendant la thèse et permet d’interpréter les résultats de MPI-AMRVAC en simulant le rayonnement synchrotron (et Synchrotron Self-Compton (SSC)) provenant d’une population d’électrons non thermiques relativistes. L’obtention de cartes de flux, mais aussi de courbes de lumières, permet de comparer nos résultats à de véritables observations. La nature relativiste du jet impose la prise en compte de nombreux effets relativistes comme le Doppler beaming et le light crossing effect (LCE) qui sont totalement pris en compte dans RIPTIDE. Ce modèle a pour but de reproduire le rayonnement multilongueurs d’onde observée dans certains types d’AGN via le scénario choc - choc. Pour ce faire, différents types de jets ont pu être testés. Certains présentant une structuration transverse et d’autres présentant une structure de champ magnétique à large échelle. Nous révélons que la présence de telles structures influence fortement les caractéristiques des chocs stationnaires présents dans le jet. Le jet est sujet à une perturbation qui permet l’émergence d’une onde de choc mobile qui va interagir et déstabiliser les chocs stationnaires. Selon l’intensité de cette interaction, nous pourrons observer l’oscillation des chocs stationnaires perturbés voir leur dérive à l’arrière du choc mobile. Nous formalisons dans ce manuscrit l’émergence et la propagation de tels chocs nommés ici chocs de relaxation. L’ensemble de ces composantes dispose de leurs propres signatures en rayonnements. Les chocs en mouvements génèrent de multiples éruptions multilongueurs d’onde lors des interactions choc - choc et les chocs de relaxations montrent des marqueurs observationnels plus complexes. Nos résultats ont pu être comparés avec de véritables observations provenant de diverses sources. Ces comparaisons qualitatives montrent des résultats encourageants et prometteurs laissant penser que le scénario choc - choc est susceptible d’expliquer une partie des observations. L’ajout récent du processus SSC et futur de la polarisation synchrotron laisse entrevoir de futures comparaisons pouvant permettre la modélisation unifiée des AGN détectés en rayons gamma.
Summary :
Active galactic nuclei (AGN) are observed over the entire electromagnetic spectrum, from the radio band to the very high energy gamma band. An important part of the flux is emitted from relativistic jets, which are an essential component of AGN. The radiation is non-thermal and can be explained through the presence of an accelerated relativistic particle population at high energies. Radio observations from very long baseline interferometry (VLBI) show the presence of a wide variety of emission zones called nodes ; some nodes are quasi-stationary and others propagate along the jet. The movement of such nodes appears to be correlated with some multi-wavelength variability. However, the characteristics of this variability, in particular its duration, evolve with frequency and suggest the presence of complex particle acceleration and cooling mechanisms. All these observational constraints allow considering the construction of a unified model of the emission of AGN detected in gamma rays. The approach proposed in this manuscript is based on the so-called "shock - shock’’ scenario. The latter is based on the idea that interactions between moving and quasi-stationary shocks can explain a large part of the multi-wavelength observations. In this manuscript, we propose a coherent model that combines the use of special relativity magnetohydrodynamic (SR-MHD) simulations to model different types of relativistic jets (MPI-AMRVAC code) with a treatment of the radiative transfer (RIPTIDE code). The code RIPTIDE was developed during the thesis and allows to interpret the results of MPI-AMRVAC by simulating the synchrotron radiation (and Synchrotron Self-Compton (SSC)) coming from a population of relativistic non-thermal electrons. Obtaining flux maps but also light curves allows us to compare our results to real observations. The relativistic nature of the jet imposes to take into account many relativistic effects such as the Doppler beaming and the light crossing effect (LCE) which are fully taken into account in this work. This model aims at reproducing the multi-wavelength radiation observed in some types of AGN through the shock-shock scenario. To do so, different types of jets could be tested ; some with transverse structuring and/or others with a large-scale magnetic field structure. We reveal that the presence of such structures strongly influences the characteristics of the stationary shocks present in the jet. The jet is subject to a perturbation that allows the emergence of a mobile shock wave that will interact and destabilize the stationary shocks. Depending on the intensity of this interaction, we will be able to observe the oscillation of the disturbed stationary shocks or even their drift behind the mobile shock. We formalize in this manuscript the emergence and the propagation of such shocks, named here relaxation shocks. All these components have their own radiation signatures. The stationary structure of the jet shows a more or less extensive emission depending on the energy considered, the cooling of the electrons being faster at the highest energies. The moving shocks generate multiple multi-wavelength flares during shock-shock interactions, and the relaxation shocks show more complex observational markers. Our results could be compared with real observations from various sources. These qualitative comparisons show encouraging and promising results, suggesting that the shock-shock scenario is likely to explain part of the observations. The recent addition of the SSC process and the future addition of synchrotron polarization suggest future comparisons that may allow the unified modeling of AGN detected in gamma rays.
Composition du jury
Mme Anne-Laure MELCHIOR, Maître de conférences, Sorbonne Université SIM (Sciences, Ingénierie, Médecine), Directeur de these
Mme Sara ELLISON, Full professor, University of Victoria, Rapporteur du jury
Mme Karen MASTERS, Full professor, Haverford College, Rapporteur du jury
M. Igor CHILINGARIAN, Astronome, Center for Astrophysics Harvard and Smithonian, Membre du jury
Mme Francoise COMBES, Full professor, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Philippe AMRAM, Full professor, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Membre du jury
Mme Hélène SOL, Full professor, Observatoire de Paris, Membre du jury
Résumé :
compréhension de leur évolution au cours du temps cosmique. Les fusions de galaxies jouent un rôle particulièrement important car elles peuvent transformer la morphologie des galaxies et alimenter leur formation d’étoiles. Comme les galaxies issues d’une fusion peuvent atteindre un état dynamique stabilisé rapidement après une fusion ou qu’il se peut qu’elle ne soient pas identifiées comme issues d’une fusion en raison d’un manque de résolution, les méthodes de détection sont cruciales pour les étudier. Les galaxies à raies d’émission doubles ont été beaucoup utilisées afin d’identifier les noyaux actifs de galaxies doubles qui correspondent à des étapes tardives des fusions de galaxies. Dans cette thèse, une discussion plus générale sur le phénomène des galaxies à raies d’émission à doubles-pics est présentée. À cette fin, un échantillon de galaxies à doubles-pics composé de 5663 galaxies est sélectionné dans le Sloan Digital Sky Survey et ses propriétés sont étudiées en détail. Afin de mieux comprendre les mécanismes sous-jacents, les signatures de doubles-pics apparaissant dans les modèles de disques et les simulations de galaxies isolées et de fusions de galaxies sont analysées. Des sous-échantillons plus petits de galaxies à doubles-pics, montrant à la fois des activités significatives du trou noir super-massif et une formation d’étoiles accrue, sont discutés séparément car ils représentent un échantillon particulier de fusions. Pour mieux comprendre le lien entre la formation d’étoiles et les galaxies à raies d’émission à doubles-pics, des observations de gaz moléculaire, réalisées avec le télescope de 30m de l’IRAM, sont présentées et analysées. En conclusion, les barres et les fusions mineures sont nettement privilégiées comme explications des signatures à doubles-pics car cohérentes avec les caractéristiques trouvées. Cette thèse montre que les galaxies à raies d’émission à doubles-pics sont un aspect important pour les observations à haut redshift et représentent une méthode potentielle d’identification des fusions de galaxies dans les grands relevés à venir.
Summary :
A central aspect in understanding how galaxies evolved over cosmic time is to characterise their mass growth. Galaxy merger, in particular, play an important role, since they can transform the galaxy’s morphology and fuel star formation. Since galaxy mergers can rapidly relax after colliding or cannot be identified as such due to a lack of resolution, detection methods are crucial to study them. double-peak emission-line galaxies have been used extensively in order to identify dual active galactic nuclei which are late stages of galaxy mergers. In this thesis, a more general discussion on the phenomenon of double-peak emission-line galaxies is presented. To this end, a double-peak galaxy sample consisting of 5,663 galaxies is selected from the Sloan Digital Sky Survey and the properties are studied in detail. To get a deeper understanding in the underlying mechanisms, double-peak signatures arising in disc models and simulations of isolated galaxies and galaxy mergers are analysed. Smaller sub samples of double-peak galaxies, showing both, significant activities of the super-massive black hole and enhanced star formation are discussed separately as they present a peculiar merger sample. To further understand the connection between star formation and double-peak emission-line galaxies molecular gas observations, conducted with the IRAM 30m telescope, are presented and analysed. In conclusion, there is a clear favouring of bar structures and minor mergers, which can explain the observed double-peak signatures and are also consistent with the characteristics found. This thesis shows that double-peak emission-line galaxies are an important aspect for high redshift observations and present a potential method of identifying galaxy mergers in larger upcoming surveys.
Composition du jury
M. Benoit MOSSER, Professeur, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Yveline LEBRETON, Astronome, IPR, Université de Rennes, Directeur de these
Mme Margarida CUNHA, Principal researcher, Instituto de Astrofisica e Ciências do Espaço, Membre du jury
M. Patrick FRANçOIS, Astronome GEPI, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Valérie VAN GROOTEL, Chercheur Qualifié F.R.S. - FNRS STAR, Université de Liège, Rapporteur du jury
M. Stéphane CHARPINET, Chargé de recherche, IRAP, Université de Toulouse , Rapporteur du jury
Résumé :
Le succès des missions spatiales CoRoT, Kepler et TESS a mené à de nouvelles opportunités pour la physique stellaire. L’astérosismologie fournit des informations uniques sur les étoiles qui sont non seulement essentielles pour sonder leur intérieur et leur évolution, mais aussi pour suivre l’évolution de la Galaxie et pour estimer les propriétés physiques des exoplanètes qu’elles abritent. Pour cela, l’étude des paramètres sismiques globaux d’un ensemble d’étoiles donne accès aux variations de leurs propriétés internes au fil de leur évolution. Parmi les différents stades évolutifs que les étoiles entreprennent, la branche des géantes asymptotique (AGB) est importante par plusieurs aspects. D’une part, les étoiles AGB fournissent des contraintes uniques sur les processus de mélange qui modifient la composition de leur cœur et de leur enveloppe, en passant de la séquence principale aux phases de brûlage d’hélium. D’autre part, les étoiles AGB contribuent significativement à l’enrichissement Galactique. En effet, leur enveloppe circumstellaire alimentée par la perte de masse renferme une composition chimique complexe. Néanmoins, l’étude sismique de ces étoiles est exigeante puisqu’il est nécessaire de les observer suffisamment longtemps afin que leur signal sismique soit exploitable. Heureusement, les séries temporelles collectées par Kepler pendant quatre ans nous permettent de déchiffrer en détail le signal sismique des étoiles AGB en se basant sur le spectre d’oscillation des modes de pression. De plus, les données de Kepler montrent nettement la présence d’une accumulation d’étoiles AGB assimilable au bump de l’AGB. Non seulement, ce dernier apporte des contraintes pour la physique stellaire, mais il pourrait aussi être utilisé comme chandelle standard si la luminosité à ce stade est indépendante de la métallicité, ce qui reste à confirmer. L’un des objectifs principaux de ma thèse concerne l’analyse complète du spectre d’oscillation des géantes évoluées, qui inclut les étoiles de la branche des géantes rouges (RGB) et de l’AGB. A partir de cette analyse, j’expose en quoi la signature caractéristique de la zone de seconde ionisation de l’hélium dans la fréquence des modes d’oscillation permet la classification des étoiles RGB et AGB. Ensuite, j’explore dans quelle mesure l’approche asymptotique est valide pour interpréter le spectre d’oscillation des géantes rouges lumineuses. Par ailleurs, j’examine les traces éventuelles de contributions supplémentaires à l’amortissement des modes non radiaux. Ces derniers sondent les couches les plus profondes des étoiles pendant le début de l’AGB, apportant des contraintes inestimables sur les mécanismes d’amortissement pendant l’AGB. Finalement, j’investigue les principales différences de structure entre les étoiles RGB et AGB en couplant cette analyse sismique avec des modèles stellaires et leurs fréquences d’oscillation associées calculées à partir des codes MESA et ADIPLS, respectivement. La seconde facette importante de ma thèse consiste à évaluer la pertinence d’utiliser le bump de l’AGB comme chandelle standard ainsi que comme contrainte pour les processus de mélange dans les intérieurs stellaires. Pour y arriver, je caractérise la position du bump de l’AGB dans le diagramme Hertzsprung-Russell sismique en fonction de la masse et de la métallicité, tout cela en combinant les données de Kepler et TESS. Puis, je calcule une grille de modèles stellaires avec MESA, en considérant un ensemble de mécanismes physiques tels que l’extension de la zone convective du cœur et de l’enveloppe, la convection thermohaline et la rotation. Ainsi, nous évaluons le besoin de ces processus physiques pour reproduire la position du bump de l’AGB en fonction de la masse. Enfin, je passe en revue les implications de ce travail sur les domaines de l’astrométrie et de l’archéologie Galactique.
Summary :
The success of the CoRoT, Kepler and TESS space-borne missions has opened a new era for stellar physics. Asteroseismology provides unique information on stars, which is crucial for probing their structure and evolution, but also for understanding the Galaxy evolution and for assessing the physical properties of the exoplanets they host. To this end, studying the global seismic parameters of an ensemble of stars gives us the opportunity to analyse the variation of stellar internal properties along stellar evolution. Among the diverse evolutionary stages of stars, the Asymptotic-Giant Branch (AGB) stage is important in many aspects. On the one hand, AGB stars provide unique constraints for the mixing processes in all previous burning stages, which modify their core and surface composition. On the other hand, AGB stars are important contributors to Galactic enrichment. Indeed, their circumstellar envelopes supplied by mass loss have a complex chemical composition. Nevertheless, performing a seismic study of these stars is demanding since it requires long observation periods for the seismic signal to be exploitable. Hopefully, the four-year time series of Kepler allow us to decipher in detail the oscillation spectrum of AGB stars, based on the pressure-mode pattern. Moreover, Kepler data clearly exhibit an excess of AGB stars that can be identified as the AGB bump (AGBb). The AGBb not only provides constraints for stellar physics but it could also be taken as a standard candle if its luminosity is independent of metallicity, which has to be confirmed. First, this thesis focuses on a thorough analysis of the oscillation spectrum of evolved red giants, including Red-Giant Branch (RGB) and AGB stars. I show how the typical signature of the helium second-ionisation zone in mode frequencies makes a seismic classification between RGB and AGB stars possible. I discuss the extent to which an asymptotic pattern is valid for interpreting the oscillation spectrum of high-luminosity red giants. Besides, I examine potential additional damping contributions to the non-radial modes. These modes probe the innermost layers of stars during the early-AGB, which brings valuable constraints to the damping mechanisms on the AGB. Finally, I investigate the main structural differences between RGB and AGB stars by complementing this seismic study with stellar models and their oscillation frequencies calculated with the codes MESA and ADIPLS, respectively. Second, this thesis is dedicated to assessing the potential of the AGBb to be a suitable standard candle as well as to constraining mixing processes in stellar interiors. To this end, I characterise the AGBb position in the seismic Hertzsprung-Russell diagram as a function of stellar mass and metallicity by combining Kepler and TESS data. Then, I compute a grid of stellar models with MESA, considering a sample of input physics including convective core and envelope overshooting, thermohaline mixing, and rotation. Accordingly, I evaluate the needs for these mixing mechanisms to reproduce the AGBb location according to the stellar mass. At last, I discuss the implications of this work on astrometry and Galactic archaeology.
Composition du jury
M. Daniel HESTROFFER,Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Josep MASDEMONT, Full professor, Universitat Politètcnica de Catalunya, Rapporteur du jury
Mme Lavagna MICHÈLE, Full professor, Politecnico de Milano, Rapporteur du jury
Mme Antonella BARUCCI ,Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Zubin OLIKARA, Ingénieur de recherche, NASA/JPL, Membre du jury
Mme Stéphanie LIZY-DESTREZ ,Associate professor, ISAE-SUPAERO, Membre du jury
Résumé :
Les progrès de l’exploration spatiale conduisent naturellement à des objectifs plus ambitieux et à des concepts de mission plus complexes. Celles-ci se déroulent souvent dans des environnements dont la dynamique est fortement perturbée par des facteurs qui peuvent être associés, entre autres, à la faible gravité du corps d’intérêt, à des corps perturbateurs supplémentaires, à des champs de gravité irréguliers, à la pression de la radiation solaire et à des orbites non circulaires. Lors de la conception de missions vers ce type d’environnement, la disparité entre les modèles astrodynamiques simplifiés traditionnels et la dynamique réelle peut entraver notre capacité à concevoir des trajectoires adéquates dans ces systèmes. En conséquence, cela pourrait limiter l’accès à des scénarios de conception optimaux possibles en raison d’un manque de flexibilité de conception et augmenter le besoin de manœuvres de maintenance. Inversement, lorsque la conception est basée principalement sur des représentations de la dynamique en éphémérides complètes, cela peut conduire à un manque de compréhension des structures dynamiques qui régissent ces systèmes, nécessiter des coûts de calcul plus élevés pour leur conception initiale ou, surtout, nous empêcher de générer des familles de solutions qui répondent aux besoins de la mission. Cette thèse aborde ces problèmes en faisant le lien entre les deux scénarios et en contribuant à la conception de solutions dynamiques pour des systèmes fortement perturbés. À cet égard, une partie de ce travail porte sur le développement de modèles d’haute-fidélité sans éphémérides qui, tout en incorporant les perturbations les plus significatives d’un système, permettent le calcul systémique et générique de solutions dynamiques naturelles sur lesquelles on peut baser la conception d’une mission. Dans ce but, nous formulons et utilisons des techniques numériques de la théorie des systèmes dynamiques (DST) pour analyser et formuler des trajectoires dans ces environnements, en exploitant l’utilisation de solutions dynamiques telles que les points d’équilibre, les orbites périodiques et, surtout, les tores quasi périodiques, qui dictent le mouvement des systèmes perturbés. Les variétés hyperboliques de ces solutions sont également utilisées pour élargir les concepts des missions. Deux domaines importants pour l’état actuel et futur de l’exploration spatiale encadrent l’application de ces développements. Notamment, nous explorons les systèmes autour des petits corps et dans l’environnement cis-lunaire. Ces deux domaines présentent des défis inhérents en raison des multiples perturbations associées à chaque type d’environnement, qui soutiennent les objectifs et le cadre établis par ce travail.
Summary :
The advance of space exploration naturally leads to more ambitious goals and complex mission design concepts. Often, these take place in environments whose dynamics are heavily perturbed by factors that can be associated, among others, to the weak gravity of the body of interest, to additional perturbing bodies, irregular gravity fields, and solar radiation pressure. When designing missions to such environments, the mismatch between traditional simplified astrodynamics models and the real dynamics may hinder our ability to design adequate trajectories in these systems. As a consequence, this might limit the accessibility to possible optimal design scenarios due to a lack of design flexibility and increase the need for maintenance maneuvers. Conversely, when basing the design mostly on full-ephemeris representations of the dynamics, it might lead to a lack of insight into the dynamical structures that govern said systems, require higher computational cost for their early design, or importantly, restrain designers from generating families of solutions that meet mission requirements. This dissertation addresses these possible shortcomings by bridging the two scenarios and contributing to the design of dynamical solutions in strongly perturbed systems. In this regard, a part of this work deals with the development of non-ephemeris higher-fidelity models that, while incorporating the most significant perturbations of a system, still allow for the systemic computation of natural dynamical solutions on which one can base a mission’s design. With this goal in mind, we formulate and utilize numerical Dynamical Systems Theory (DST) techniques to analyze and formulate trajectories in these environments, leveraging the use of dynamical solutions such as equilibrium points, periodic orbits, and, most significantly, quasi-periodic tori, which dictate the motion of the perturbed systems. The hyperbolic invariant manifolds of these solutions are also used to extend the mission design concepts. Two significant areas for the current and future states of space exploration frame the application of these developments. Namely, we explore the systems around small bodies and the cislunar environment. Both areas present inherent challenges due to the multiple perturbations associated with each type of environment, which support the goals and framework established by this work.
Composition du jury
M. Laurent MUGNIER, Directeur de recherche, Université Paris-Saclay, Directeur de these
M. Yvan SORTAIS, Professeur des universités, Institut d’Optique Graduate School , Rapporteur du jury
M. Elise VERNET, Ingénieur, European Southern Observatory, Rapporteur du jury
M. Loïc DENIS, Maître de conférences, Université de St Etienne, Membre du jury
Mme Coralie NEINER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris (LESIA), Membre du jury
Résumé :
La fabrication optique requiert une métrologie de précision afin d’identifier l’amplitude, la position et la fréquence spatiale des défauts de forme à polir. Du fait de la grande dynamique des défauts de forme en termes d’amplitude et de fréquences spatiales, les procédés de fabrication optique reposent sur l’utilisation de diverses méthodes de mesures de forme. La déflectométrie, une méthode de mesure de forme des surfaces optiques spéculaires à partir de la distorsion d’un motif connu, est un moyen métrologique prometteur du fait de son faible coût et sa facilité de mise en oeuvre expérimentale. En particulier, l’utilisation de la déflectométrie pour la mesure des hautes fréquences spatiales constitue un moyen rapide de comparaison à un autre instrument et de suivi d’un procédé de polissage. Cependant, la propagation de biais et bruits à travers la chaîne de traitement des données d’un montage déflectométrique limite la précision de mesure des hautes fréquences spatiales d’une pièce optique par cet instrument. Mon travail de thèse a consisté à identifier les facteurs limitant la mesure des hautes fréquences par déflectométrie, à modéliser la propagation de ces erreurs à travers la chaîne de traitement des données, et à concevoir des méthodes algorithmiques et des bancs de mesure déflectométriques permettant la mesure des hautes fréquences spatiales de surfaces optiques free-form, asphériques, et des grands miroirs quasi-plans. Mon approche au cours de cette thèse a été de modéliser systématiquement la propagation des différents biais et bruits à travers la complexe chaîne de traitement des données déflectométriques. En particulier, j’ai exhibé des algorithmes de phase shift bien choisis, et conçu des méthodes de reconstruction de forme auto-étalonnées robustes aux erreurs dominant la mesure des hautes fréquences spatiales dans un montage déflectométrique. En me basant sur les modèles de propagation d’erreur développés au cours de cette thèse, j’ai ensuite démontré via des simulations que les méthodes proposées permettaient la mesure des hautes fréquences spatiales d’une pièce optique avec une précision comparable à celle d’un autre moyen métrologique de référence : l’interférométrie. J’ai mis en oeuvre ces méthodes de traitement des données sur des bancs déflectométriques classiques, mais également sur des bancs originaux co-conçus au cours de cette thèse pour la mesure des grands miroirs plans. Les méthodes développées au cours de cette thèse, couplées à des procédures d’étalonnage des défauts de déformation de l’écran, ont permis la démonstration de performances équivalentes à celle d’un banc de mesure utilisant un capteur Shack-Hartmann sur la mesure d’un segment du miroir primaire de l’Extremely Large Telescope.
Summary :
La fabrication optique requiert une métrologie de précision afin d’identifier l’amplitude, la position et la fréquence spatiale des défauts de forme à polir. Du fait de la grande dynamique des défauts de forme en termes d’amplitude et de fréquences spatiales, les procédés de fabrication optique reposent sur l’utilisation de diverses méthodes de mesures de forme. La déflectométrie, une méthode de mesure de forme des surfaces optiques spéculaires à partir de la distorsion d’un motif connu, est un moyen métrologique prometteur du fait de son faible coût et sa facilité de mise en oeuvre expérimentale. En particulier, l’utilisation de la déflectométrie pour la mesure des hautes fréquences spatiales constitue un moyen rapide de comparaison à un autre instrument et de suivi d’un procédé de polissage. Cependant, la propagation de biais et bruits à travers la chaîne de traitement des données d’un montage déflectométrique limite la précision de mesure des hautes fréquences spatiales d’une pièce optique par cet instrument. Mon travail de thèse a consisté à identifier les facteurs limitant la mesure des hautes fréquences par déflectométrie, à modéliser la propagation de ces erreurs à travers la chaîne de traitement des données, et à concevoir des méthodes algorithmiques et des bancs de mesure déflectométriques permettant la mesure des hautes fréquences spatiales de surfaces optiques free-form, asphériques, et des grands miroirs quasi-plans. Mon approche au cours de cette thèse a été de modéliser systématiquement la propagation des différents biais et bruits à travers la complexe chaîne de traitement des données déflectométriques. En particulier, j’ai exhibé des algorithmes de phase shift bien choisis, et conçu des méthodes de reconstruction de forme auto-étalonnées robustes aux erreurs dominant la mesure des hautes fréquences spatiales dans un montage déflectométrique. En me basant sur les modèles de propagation d’erreur développés au cours de cette thèse, j’ai ensuite démontré via des simulations que les méthodes proposées permettaient la mesure des hautes fréquences spatiales d’une pièce optique avec une précision comparable à celle d’un autre moyen métrologique de référence : l’interférométrie. J’ai mis en oeuvre ces méthodes de traitement des données sur des bancs déflectométriques classiques, mais également sur des bancs originaux co-conçus au cours de cette thèse pour la mesure des grands miroirs plans. Les méthodes développées au cours de cette thèse, couplées à des procédures d’étalonnage des défauts de déformation de l’écran, ont permis la démonstration de performances équivalentes à celle d’un banc de mesure utilisant un capteur Shack-Hartmann sur la mesure d’un segment du miroir primaire de l’Extremely Large Telescope.
Composition du jury
M. Yann LE COQ, Ingénieur de recherche, Observatoire de Paris (SYRTE) , Directeur de these
M. Frederic DU BURCK, Professeur, Univ Sorbonne Paris Nord (LPL) ,Rapporteur du jury
Mme Marie HOUSSIN, Professeur, Univ. Aix-Marseilles (PIIM), Rapporteur du jury
Mme Perinne BERGER, Ingénieur, Thalès, Membre du jury
M. Alexandre TALLAIRE, Directeur de recherche, Institut de Recherche de Chimie Paris, Membre du jury
Résumé :
Des trous brûlés spectraux dans des cristaux dopés aux ions de terres rares ont des nombreuses applications en métrologie du temps et de la fréquence. D’une part, les transitions optiques étroites des ions dopants peuvent servir de référence de fréquence pour la stabilisation au laser. La stabilité de fréquence relative attendue peut potentiellement être de plusieurs ordres de grandeur supérieure à celle des lasers asservis sur des cavités Fabry-Perot à l’état de l’art. D’autre part, des contraintes mécaniques peuvent déformer la structure cristalline, décalant ainsi la fréquence de la transition dans les ions dopants. Explorer une telle transition à proximité de la résonance permet un couplage opto-mécanique et la réalisation de nouveaux systèmes quantiques hybrides. L’objectif de ce projet de thèse est d’améliorer les techniques de stabilisation de fréquence laser, et d’explorer les limites fondamentales de telles techniques. De nombreux travaux ont été consacrés au développement de techniques de détection à ultra-faible bruit, qui permettent d’obtenir un bruit de détection plus faible en utilisant différentes structures spectrales. L’environnement magique a été exploré, où l’effet sur les trous spectraux de la fluctuation de la température et de la pression appliquée peut être compensé en obtenant une annulation globale de premier ordre. L’expérience réalisée avec un environnement magique devrait permettre au trou spectral d’avoir une largeur de raie ultra-étroite et une immunité sans précédent au bruit et aux fluctuations thermiques. De plus, la sensibilité des trous spectraux vis-à-vis de la contrainte uniaxiale et du champ E externe a été caractérisée, de sorte que l’effet sur la fluctuation de la fréquence laser a pu être déduit et minimisé. L’application d’expériences de combustion spectrale de trous dans le résonateur micromécanique a été étudiée afin d’étudier le couplage opto-mécanique. La physique sous-jacente fera probablement la lumière sur la possibilité de réaliser des capteurs de force à l’échelle atomique dans notre système.
Summary :
Spectral hole burning in rare-earth ion doped crystals is a versatile system in time-frequency metrology and related applications. On one hand, narrow optical transitions of the dopant ions can serve as a frequency reference for laser stabilization. The expected fractional frequency stability can potentially be orders of magnitude better than cavity-locked lasers at the state of the art. On the other hand, mechanical constraints can distort the crystalline structure, thereby shifting the frequency of the transition in the dopant ions. Probing such a transition near resonance allows for opto-mechanical coupling and the realization of novel hybrid quantum systems. The aim this thesis project is to improve the techniques of laser frequency stabilization, and explore the fundamental limits of such techniques. Much work has been devoted to the development of ultra-low-noise detection techniques, which allows to get lower detection noise by employing different spectral structures. The magic environment has been explored, where the effect on spectral holes from temperature fluctuation and applied pressure can be compensated achieving a first order global cancellation. The experiment carried out with magic environment is expected to let the spectral hole has ultra-narrow linewidth and unprecedented immunity to thermal noise and fluctuations. Moreover, the spectral holes sensitivity towards the uni-axial stress and external E-field have been characterized, so that the effect on the laser frequency fluctuation could be deduced and minimized. The application of spectral hole burning experiments in the micro-mechanical resonator has been investigated in order to study the opto-mechanical coupling. The underlying physics will probably shed light on the possibility of realizing atomic-scale force sensors in our system.
Composition du jury
M. Pierre LESAFFRE, Chargé de recherche, Ecole normale supérieure, Directeur de these
M. Thierry PASSOT, Directeur de recherche, Laboratoire Lagrange ; U.M.R. 7293 ; Observatoire de la Cote d’Azur, Rapporteur du jury
M. Geoffroy LESUR, Chargé de recherche, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, Rapporteur du jury
M. Marc-Antoine MIVILLES-DESCHÊNES, Directeur de recherche, AIM laboratory ; CEA-Saclay, Paris-Saclay University, Membre du jury
Mme Olga ALEXANDROVA, Astronome, LESIA, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Katia FERRIÈRE, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Membre du jury
Résumé :
La turbulence affecte toutes les facettes de la physique du milieu interstellaire (MIS), ses changements de phase, son évolution chimique, son couplage au champ magnétique et aux rayons cosmiques, jusqu’à la formation d’étoiles. L’absence d’une description mathématique exacte et l’impossibilité pour les simulations de reproduire toute la gamme inertielle entre les échelles d’injection et de dissipation rendent son rôle difficile à appréhender. Une facette essentielle de la turbulence est l’intermittence spatio-temporelle de la cascade d’énergie qui conduit à la formation de structures cohérentes de forte dissipation. Ces régions se distinguent dans le MIS diffus par une chimie particulière, dite "chaude", qui permet de les tracer. Nous cherchons à étudier de façon systématique la nature physique des régions de dissipation intense dans la turbulence magnétohydrodynamique (MHD). Nous sondons la dissipation turbulente à l’aide de simulations de turbulence MHD isotherme compressible en déclin. Nous apportons un soin tout particulier à la résolution et au contrôle de la dissipation : nous concevons des méthodes pour récupérer localement la dissipation due au schéma numérique. Nous étudions localement la géométrie des gradients des variables d’état du fluide. Nous développons une méthode pour évaluer la nature physique des gradients dominants dans les discontinuités. Ceci nous permet, conjointement à des critères heuristiques, de les identifier, ainsi que d’estimer leur vitesse de déplacement. Enfin, nous étudions leurs statistiques. Nous trouvons que les régions de dissipation intense correspondent à des feuilles : localement, la densité, la vitesse et les champs magnétiques varient principalement dans une seule direction. Nous identifions ces régions hautement dissipatives comme des chocs (fast ou slow) ou des discontinuités Alfvéniques (nappes de Parker ou discontinuités rotationnelles). Nous étudions l’effet des conditions initiales qui produisent aux temps courts des empreintes différentes sur les distributions relatives entre ces quatre catégories. Cependant, ces différences s’estompent après environ un temps de retournement, quand elles deviennent dominées par des discontinuités Alfvéniques faiblement compressibles. Nous montrons que le nombre de Prantdl magnétique a peu d’influence sur les statistiques de ces discontinuités. Mais il modifie la nature de la dissipation dans les différentes structures. Enfin, nous montrons que la structure interne des discontinuités nous permet de faire des prédictions sur les variations des hélicités croisée et magnétique. Ces nouvelles méthodes permettent de considérer la turbulence compressible développée comme une collection statistique de structures dissipatives intenses. Ceci peut être utilisé pour post-traiter la turbulence 3D avec des modèles 1D détaillés aptes à être comparés aux observations. Cette vision pourrait également être utile comme cadre pour formuler de nouvelles propriétés dynamiques de la turbulence.
Summary :
Turbulence affects all facets of the physics of the interstellar medium (ISM), its phase changes, its chemical evolution, its coupling to the magnetic field and cosmic rays, and even star formation. The absence of an exact mathematical description and the impossibility for simulations to reproduce the whole inertial range between the injection and dissipation scales make its role difficult to understand. An essential facet of turbulence is the spatio-temporal intermittency of the energy cascade which leads to the formation of coherent structures of high dissipation. These regions are distinguished in the diffuse MIS by a particular, so-called "hot" chemistry that allows them to be traced. We seek to systematically study the physical nature of regions of intense dissipation in magnetohydrodynamic (MHD) turbulence. We probe turbulent dissipation using simulations of decaying isothermal compressible MHD turbulence. We take particular care in solving and controlling the dissipation : we design methods to locally recover the dissipation due to the numerical scheme. We study locally the geometry of the gradients of the fluid state variables. We develop a method to evaluate the physical nature of the dominant gradients in the discontinuities. This allows us, together with heuristic criteria, to identify them, as well as to estimate their displacement speed. Finally, we study their statistics. We find that regions of high dissipation correspond to sheets : locally, the density, velocity and magnetic fields vary mainly in one direction. We identify these highly dissipative regions as shocks (fast or slow) or Alfvénic discontinuities (Parker sheets or rotational discontinuities). We study the effect of initial conditions that produce different footprints at short times on the relative distributions between these four categories. However, these differences fade after about one turnover time, when they become dominated by weakly compressible Alfvénic discontinuities. We show that the magnetic Prantdl number has little influence on the statistics of these discontinuities. However, it modifies the nature of the dissipation in the different structures. Finally, we show that the internal structure of the discontinuities allows us to make predictions on the variations of the cross and magnetic helicities. These new methods allow to consider developed compressible turbulence as a statistical collection of intense dissipative.
Composition du jury
Mme Françoise COMBES-BOTTARO, Professeur, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Anne-Laure MELCHIOR, Maître de conférences, Sorbonne Université, CoDirecteur de these
M. Eric EMSELLEM, Astronome, ESO, Membre du jury
Mme Susanne AALTO, Professor, Chalmers University of Technology, Membre du jury
Mme Hélène SOL, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. David PATTON, Professor, Trent University, Rapporteur du jury
Mme Francine MARLEAU, Professor, University of Innsbruck, Rapporteur du jury
Résumé :
Les données astronomiques deviennent de plus en plus précises et permettent d’affiner notre compréhension des processus qui régissent l’évolution des galaxies, mais nous ne disposons toujours pas d’un paradigme global pour expliquer certains mécanismes physiques. En particulier, le déclenchement et la régulation de l’extinction de la formation stellaire ne sont pas compris en détail étant donné les nombreux processus dont elle peut résulter et les différentes échelles de temps qui sont impliquées. Le but de ce projet de thèse est d’étudier le contenu en gaz, l’activité de formation d’étoiles et l’extinction des étoiles dans les galaxies en utilisant les données spectroscopiques du relevé SDSS-IV MaNGA, ainsi que des observations de gaz moléculaire et atomique. Tout d’abord, je décris l’échantillon de galaxies proches sur lequel j’ai décidé de me concentrer. Il s’agit de 29 galaxies proches qui présentent des caractéristiques cinématiques complexes dans leurs spectres dans le domaine visible. Dans la deuxième partie, je présente une analyse de cet échantillon en termes de paramètres structurels des galaxies et d’activité de formation d’étoiles. Je conclus que ces objets nous permettent d’échantillonner différentes phases de l’évolution des galaxies, qui résultent d’événements de fusions mineures. Dans la troisième partie, je détaille les résultats que j’ai obtenus en appliquant une procédure d’ajustement de spectres innovante aux données d’une galaxie MaNGA particulière. Cette approche permet de mettre en évidence une fusion mineure en décomposant les caractéristiques spectrales optiques, à la fois dans les raies d’émission du gaz et dans le continuum stellaire. Dans la quatrième partie, je me concentre sur l’analyse du contenu en gaz froid à travers des observations de gaz moléculaire et atomique. Je déduis les masses de gaz moléculaire ainsi qu’une relation de Kennicutt-Schmidt afin d’estimer l’efficacité de la formation d’étoiles des galaxies étudiées.
Summary :
Astronomical data become more and more precise and help the refining of our understanding of the processes that drive galaxy evolution, but we still do not have a global paradigm to explain some physical mechanisms. Especially, the triggering and regulation of star formation quenching are not understood in detail given the numerous processes that it can be resulting from and the different timescales that are involved. The aim of this thesis project is to study the gas content, star formation activity and quenching within galaxies using integral field spectroscopic data from the SDSS-IV MaNGA survey, as well as single-dish observations of molecular and atomic gas. Firsly, I describe the sample of nearby galaxies that I decided to focus on. It consists of 29 nearby galaxies that show complex kinematic features in their optical spectra. It is drawn from the cross-identification between the MaNGA data release DR15 and a catalogue comprising massive, isolated, bulge-dominated galaxies exhibiting a central excess of star formation. In the second part, I present an analysis of this sample in terms of galaxy structural parameters and star formation activity. I conclude that these objects enable us to sample different phases of galaxy evolution, that result from minor-merger events. In the third part, I detail the results that I obtained by applying an innovative fitting procedure to the data from one peculiar MaNGA galaxy. This approach helps reveal a minor-merger event by disentangling the optical spectral features, both in gas and stellar components. In the fourth part, I focus on the analysis of the cold gas content through molecular and atomic gas observations. I infer the molecular and atomic gas masses as well as a Kennicutt-Schmidt relation so as to estimate the star formation efficiency of the studied galaxies.
2021
Composition du jury
M. Laurent MUGNIER, Directeur de recherche, Université Paris-Saclay, Directeur de these
M. Rémi SOUMMER, Associate astronomer, Space Telescope Science Institute, Directeur de these
M. Christophe VERINAUD, Ingénieur de recherche, European Southern Observatory, Rapporteur du jury
M. Philip HINZ, Directeur de recherche, University of California Santa Cruz, Rapporteur du jury
M. Anthony BOCCALETTI, Directeur de recherche, LESIA, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Raphaël GALICHER, Maître de conférences, LESIA/Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Rebecca JENSEN-CLEM, Assistant professor, University of Calfornia Santa Cruz, Membre du jury
Mme Vanessa BAILEY, Instrument Technologist, NASA Jet Propulsion Laboratory, Membre du jury
Résumé :
L’imagerie directe d’exoplanètes est une science en plein essor aujourd’hui. Les photos émis par l’exoplanète sont porteurs d’information sur la composition de son atmosphère, et témoins de biomarqueurs. Depuis la première planète imagée en 2004 (2M1207), des instruments dédiés à l’imagerie directe ont été mis en opération sur les plus grands observatoires au sol (Paranal, Gemini). Les planètes visées par ces systèmes sont des géantes gazeuses de type jupiters chauds. Le prochain défi est d’imager des planètes de plus petite taille, donc moins lumineuses, et proches de leur étoile hôte. Les futurs systèmes dédiés à ce type d’imagerie devront donc imager une planète plus proche que 0.1 arcseconde de son étoile, et jusqu’à 10^10 fois plus ténue. Ces performances, inatteignables aujourd’hui, ne pourront être atteintes que dans l’espace à bord de télescopes géants qui seront forcément segmentés. La qualité optique nécessaire à une telle imagerie nécessitera par ailleurs une maîtrise parfaite du front d’onde, à des niveaux plus petits que le nanomètre. Cette thèse aborde des méthodes essayant de comprendre, détecter et contrôler ces aberrations avec des techniques de détection et de contrôle de front d’onde. Considérant que le but ultime est d’imager une Exo-Terre à un rapport de flux de 10-10, le front d’onde dans ces systèmes doit être contrôlé au niveau du picomètre. Des stratégies pour la création et le maintien de contrastes profonds sur des télescopes à ouverture segmentée comme le télescope Large UV/Optical/IR Surveyor (LUVOIR), l’un des modèles phares de la NASA, sont en cours de développement. En outre, des démonstrations en laboratoire de ces méthodes sont effectuées sur le banc optique High-contrast imager for Complex Aperture Telescopes (HiCAT), un démonstrateur au niveau du système pour la coronagraphie segmentée.
Summary :
High contrast imaging of exoplanets is currently an upsurging science. Images of exoplanets carry information about its atmosphere, which can show traces of biomarkers. Since the first exoplanet was directly imaged in 2004 (2M1207), new instruments dedicated to high contrast imaging have been installed on the biggest ground based observatories on Earth (Paranal, Gemini). The exoplanets that are targeted by these instruments are giant gaseous bodies known as Hot Jupiters. The next goal is to image exoplanets smaller in size, which will also make them less luminous, and closer to their host star. Future systems dedicated to this kind of imaging hence have to be capable of imaging a planet closer than 0.1 arc seconds to its host star and up to 10^10 times dimmer than the star. These capabilities, unachievable today, can only be reached with a space based giant telescope that will necessarily have to be segmented. The optical quality of such an imaging system will require a perfect wavefront control on levels smaller than a nanometer. This thesis is addressing methods trying to understand, sense and control these aberrations with wavefront sensing and control techniques. Considering that the ultimate goal is to image an Exo-Earth at a flux ratio of 10-10, the wavefront in these systems needs to be controlled on the picometer level. Strategies for the creation and maintenance of deep contrasts on segmented aperture telescopes like the Large UV/Optical/IR Surveyor (LUVOIR) telescope, one of the NASA flagship designs, are being developed. Further, laboratory demonstrations of these methods are being performed on the High-contrast imager for Complex Aperture Telescopes (HiCAT) testbed, a system-level demonstrator for segmented coronagraphy.
Composition du jury
M. Gilles METRIS, Astronome, Université Côte d’Azur, Directeur de these
M. François VERNOTTE, Professeur des universités, Université Franche-Comté, Rapporteur du jury
M. Thierry FUSCO, Directeur de recherche, Rapporteur du jury
M. Serge REYNAUD, Directeur de recherche, Laboratoire Kastler Brossel (UPMC), Membre du jury
Mme Elise BELLOUARD, Ingénieur, Centre National d’Etudes Spatiales (CNES) , Membre du jury
M. Pierre EXERTIER, Directeur de recherche, CNRS/Observatoire Midi-Pyrénées, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur des universités, Observatoire de Paris, Membre du jury
Résumé :
La mission MICROSCOPE a pour ambition la mise à l’épreuve du principe d’équivalence (PE) et ce avec une précision inégalée de $10^-15$, ce qui représente une avancée de deux ordres de grandeur par rapport aux précédentes expériences. Le satellite MICROSCOPE, lancé le 25 avril 2016, a parcouru des milliers d’orbites en recueillant les mesures permettant d’atteindre cet objectif. L’instrument à bord, développé par l’ONERA, fournit les mesures d’accélérations de deux paires de masses qui sont comparées en vue de tester l’identité de leurs chutes libres, conséquence directe du PE. Ces mesures sont également utilisées à bord en temps réel par le système de contrôle d’attitude et d’orbite du satellite. Ce système calcule les poussées nécessaires à appliquer au satellite pour le maintenir dans une trajectoire de chute libre. C’est une mission conçue comme un laboratoire dans l’espace avec la possibilité de modifier les conditions expérimentales comme le spin du satellite, son accélération, sa température ou le centrage des masses. Le bon fonctionnement du satellite et de l’instrument ont été testés en orbite jusqu’en novembre 2016. Ensuite plusieurs mois de mesures scientifiques ont suivi jusqu’à fin 2018. Le but de cette thèse consiste à utiliser les données de vol collectées pour améliorer ou modifier les modèles instrumentaux d’une part, les modèles de sources d’erreur de la mission d’autre part. L’évaluation des performances et des erreurs systématiques, en particulier les perturbations thermiques représentant 94% des erreurs systématiques dans une première publication en 2017, sont au coeur de ce travail de thèse. Afin d’améliorer les résultats de la mission, le comportement thermique de l’instrument a été étudié. Pour ce faire, 13 sessions spécialement conçues pour l’évaluation du modèle thermique ont été jouées lors de l’expérience. Elles consistent en l’introduction d’un stimuli thermique à une fréquence $f_sti$ proche de la fréquence du test du PE $f_EP$. Le but est d’observer l’impact de ce signal thermique sur l’accélération mesurée afin d’estimer la sensibilité thermique de l’instrument. Les méthodes employées consistent à analyser la corrélation des deux signaux dans les domaines temporel et fréquentiel. Après deux chapitres consacrés à la description de l’expérience et de son contexte, une première partie de ce travail consiste à estimer cette sensibilité thermique à la fréquence de stimuli $f_sti$ et à ses harmoniques à l’aide d’un algorithme des moindres carrés. L’amplitude des variations de température est estimée afin d’en déduire l’impact de la systématique thermique sur la mesure d’accélération et donc sur le test du PE. Une seconde partie se focalise sur la dérive long-terme qui résulte des variations de température afin d’en estimer une sensibilité prise en compte sous forme d’un modèle polynomiale dans l’étude précédente. Enfin une dernière partie cherche à mettre en évidence l’origine de ces perturbations thermiques. Ces méthodes d’estimation ont permis d’améliorer d’un facteur 10 la systématique thermique initialement estimé dans la publication de 2017.
Summary :
The MICROSCOPE mission aims to test the Equivalence Principle (EP) with an unprecedented accuracy of about $10^-15$ on the Eötvös parameter, which corresponds to an improvement of 2 more orders of magnitude than previous experiments. The MICROSCOPE satellite, launched on April 25th 2016, has collected thousands of data in order to reach this goal. The on-board instrument, T-SAGE, developed by ONERA, provides the acceleration measurements of two pairs of masses and compares them to test the EP. These measurements are also used in real time by the satellite’s attitude and orbit control system. This system calculates the necessary thrusts to apply to the satellite to keep it in free fall. It is a mission designed as a laboratory in space with the capacity to modify the experimental conditions (satellite spinning, acceleration of the satellite, temperature, centering of the masses). The satellite and its instruments were tested in orbit until November 2016. Thus, until the end of 2018, scientific measurements were performed. The thesis objective is to improve or modify the instrumental models with the help of all collected data. The evaluation of performances and systematic errors is at the heart of the PhD’s topic, particularly the thermal systematic, which represents 94% of the systematic errors. In order to improve EP test results, the thermal behavior of the instrument was studied. To do so, 13 sessions dedicated to the thermal behavior of the instrument were played during the experiment. These sessions consist in introducing a periodic thermal stimulus at a frequency $f_sti$ near the EP test frequency $f_EP$. The goal is to evaluate the impact of this stimulus on acceleration and to estimate the thermal sensitivity of the instrument. The analysis methods used focus on the evaluation of both signals’ correlation (acceleration and temperature) in the time and frequency domain. The first part of this work consists in the estimation of the thermal sensitivity at a stimulus frequency $f_sti$ and its harmonics with a Least Square algorithm. The estimation of the thermal variations amplitudes allows to evaluate the impact of the temperature variations on the acceleration measurement and on the EP test. A second part focuses on the drift thermal sensitivity due to the thermal variations. The goal is to obtain a drift thermal sensitivity which is not considered in the previous analysis. A last part consists in studying the origins of the thermal systematic. These methods allow to improve by a factor 10 the thermal systematic estimated in 2017.
Composition du jury
Mme Antonella BARUCCI , Astronome, LESIA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Université de Paris, Sorbonne Université, Directeur de these
M. Daniel HESTROFFER , Astronome, IMCCE, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS (UMR 8028), Sorbonne Université, Université Lille, Membre du jury
M. Pierre VERNAZZA ,Chargé de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Aix Marseille Université, CNRS (UMR 7326), CNES, Rapporteur du jury
M. Hervé COTTIN ,Professeur des universités , Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques, Universités Paris-Est Créteil, Paris Diderot UMR 7583 CNRS, IPSL, Rapporteur du jury
Mme Beth Ellen CLARK ,Full professor, Ithaca College, Department of Physics & Astronomy, Membre du jury
M. Pierre BECK Professeur des universités, Institut d’Astrophysique et de Planétologie de Grenoble/ISTerre, Membre du jury
Résumé :
Durant ces dernières dizaines d’années, plusieurs missions spatiales ont étudié des astéroïdes, éléments fondamentaux de notre Système Solaire. Deux missions de retour d’échantillons d’astéroïdes sont en cours, les missions OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, and Security–Regolith Explorer) (NASA) et Hayabusa2 (JAXA). Ces deux missions ont pour cibles des astéroïdes géocroiseurs primitifs (de faible albédo) : (101955) Bennu de type spectral B et (162173) Ryugu de type spectral C, respectivement. Hayabusa2 a délivré 5,4 g d’échantillons de la surface de Ryugu sur Terre le 5 Décembre 2020 (heure du Japon), tandis que les échantillons (d’environ 400 g) de la surface de Bennu collectés par OSIRIS-REx devraient d’atterrir sur Terre le 24 Septembre 2023. Grâce à l’étude détaillée de ces astéroïdes primitifs à l’échelle globale et régionale, ces deux missions spatiales ont pour but d’améliorer notre compréhension des premières étapes de la formation de notre Système Solaire, ainsi que les phénomènes de transport et de mélange de matière dans le disque protoplanétaire, tout particulièrement le transport de l’eau (minéraux hydratés) et des organiques que les astéroïdes ont pu apporter sur la Terre primitive. Parmi la vaste quantité de données collectées lors des phases d’orbite autour des l’astéroïdes, les spectres visible à proche infrarouge des spectromètres OVIRS (OSIRIS-REx Visible and InfraRed Spectrometer) et NIRS3 (Near Infrared Spectrometer) ont révélé l’omniprésence de phyllosilicates hydratés à la surface des astéroïdes. Au cours de ma thèse, j’ai eu la chance de participer et contribuer à ces deux missions spatiales. J’ai analysé les spectres spatialement résolus dans le visible à proche infrarouge des surfaces de Bennu et Ryugu et en particulier la bande d’absorption causée par les phyllosilicates hydratés, centrée autour de 2.74 μm et 2.72 μm respectivement. Mon but est d’estimer le contenu en hydrogène des groupements eau (H2O) et hydroxyle (OH−) des phyllosilicates hydratés (ci-après dénommé contenu en H) à la surface de chacun des astéroïdes. J’ai utilisé plusieurs méthodes : NOPL (normalized optical path length) et ESPAT (effective single-particle absorption thickness), calculées sur la bande d’absorption des phyllosilicates hydratés des deux astéroïdes, ainsi que la modélisation par des fonctions gaussiennes de cette bande dans le cas de Bennu. J’ai comparé les valeurs des paramètres spectraux obtenus pour les astéroïdes avec ceux obtenus pour des météorites chondrites carbonées, dont le contenu en H a été mesuré indépendamment en laboratoire. Par ces comparaisons, j’ai obtenu une corrélation entre le contenu en H des météorites sélectionnées et leurs paramètres ESPAT et NOPL respectifs. J’ai ainsi pu estimer la valeur moyenne du contenu en H de la surface des deux astéroïdes ainsi que ses variations relatives. L’estimation de la valeur globale moyenne du contenu en H de Bennu et Ryugu est en accord avec celle de plusieurs chondrites carbonées ayant subies de l’altération aqueuse, en particulier les CMs thermiquement altérées et les C2 Tagish Lake dans le cas de Bennu. Les résultats obtenus ainsi que l’étude du contenu en H d’un plus grand nombre d’objets permettront une meilleure compréhension de la formation et évolution du Système Solaire. La fonction de corrélation exponentielle que j’ai définie, peut être appliquée à d’autres astéroïdes primitifs possédant une bande d’absorption des phyllosilicates hydratés proche de 3 μm, pour estimer leur contenu en H. Enfin, l’analyse en laboratoire des échantillons rapportés par les deux missions validera avec une plus grande précision, les méthodes décrites et la quantification de l’hydratation des deux astéroïdes. Celle-ci est nécessaire pour donner des contraintes aux modèles de formation et d’évolution du Système Solaire ainsi que sur les origines de la Vie sur Terre.
Summary :
In the last decades, several space missions were dedicated to the study of asteroids to investigate the building blocks of our Solar System. Two asteroid sample return missions are currently ongoing, the NASA mission OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, and Security–Regolith Explorer) and the JAXA mission Hayabusa2. Both missions targeted a primitive (low-albedo) near-Earth asteroid : the B-type asteroid (101955) Bennu and C-type asteroid (162173) Ryugu, respectively. Hayabusa2 delivered to Earth 5.4 g of regolith sampled from Ryugu’s surface on December 5th 2020 (Japan time) while the OSIRIS-REx sample from Bennu’s surface (about 400g collected estimated) is scheduled to land on Earth on September 24th 2023. Trough the detailed global and local study of the two primitive asteroids, both missions aim to better characterize the early Solar System environment, alongside the transfer and mixing processes in the protoplanetary disk with a focus in water (hydrated minerals) and organic matter which asteroids are believed to be a major source to early Earth. Both missions acquired a vast quantity of data during asteroid proximity operations, in particular, the visible and near-infrared spectrometers, OVIRS (OSIRIS-REx Visible and InfraRed Spectrometer) as well as NIRS3 (Near-InfraRed Spectrometer), which revealed the presence of hydrated phyllosilicates across the surface of both asteroids. During my thesis, I had the chance to participate and contribute to these two NASA and JAXA space missions. In particular, I analyzed the spatially resolved visible–near-infrared spectra of Bennu and Ryugu, with a focus on the hydrated phyllosilicate absorption band centered at 2.74 μm and 2.72 μm respectively. My goal is to investigate the hydrogen content of the water (H2O) and hydroxyl (OH−) groups in hydrated phyllosilicates (i.e. H content) on the surface of both asteroids. I applied different methods, namely the normalized optical path length (NOPL) and the effective single-particle absorption thickness (ESPAT) to the hydrated phyllosilicate absorption band of both asteroids, as well as Gaussian modeling of the absorption band in the case of Bennu. I compared the obtained spectral parameters with those obtained (with the same methods) on carbonaceous chondrite meteorites whose H content was determined in laboratory. From the comparison, I derived a correlation between the selected meteorite H contents and their respective ESPAT and NOPL parameters and thus quantified the average value of the H content of the two asteroids’ surface with its relative variations. The estimation of the global average H contents of Bennu and Ryugu is in agreement with those of several aqueously altered carbonaceous chondrite meteorites measured in laboratory and is most similar to heated CMs’ H contents and also C2 Tagish Lake’s in Bennu’s case. The obtained results and the study of phyllosilicate H2O and OH− group hydrogen content on a larger number of objects, will allow the better understanding of the formation and evolution of the Solar System. The exponential function correlation I defined could be applied to other observed primitive asteroids that exhibit a 3-μm region absorption band in order to estimate their average H content. Finally, the laboratory analysis of the returned samples from both missions will validate the described methods and hydration quantification results with higher precision. The quantification of the asteroids’ hydration is essential to constrain Solar System formation and evolution models as well as providing insight on the origin of Life on Earth.
Composition du jury
Mme Maryvonne GERIN LASLIER , Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Hélène SOL , Directeur de recherche, Observatoire de Paris - LUTH, Membre du jury
Mme Isabelle GRENIER , Professeur, CEA, Université Paris 7, Membre du jury
M. Javier GOICOECHEA , Chargé de recherche, IFF CSIC, Membre du jury
M. Franck LE PETIT , Directeur de recherche, Observatoire de Paris - LERMA, Membre du jury
M. Marco PADOVANI , Chargé de recherche, INAF, Membre du jury
Mme Marianne LEMOINE-GOUMARD, Directeur de recherche, Centre d’Études Nucléaires de Bordeaux Gradignan, Rapporteur du jury
M. Arnaud BELLOCHE , Directeur de recherche, Max Planck Institute for Radioastronomy , Rapporteur du jury
Résumé :
Les supernovae ont un impact majeur sur l’évolution du milieu interstellaire des galaxies. Ces explosions stellaires injectent 10^51 erg dans leur voisinage direct, soit l’équivalent de l’énergie émise par le Soleil durant toute son existence. Ces événements réguliers (environ deux par siècles dans la Voie Lactée) produisent une onde de choc rapide (jusqu’à 10^4 km/s) qui interagit avec le milieu ambiant durant plusieurs centaines de millier d’années. En plus d’être temporairement le siège de l’accélération de rayons cosmiques de haute énergie (TeV-PeV), les restes de supernovae déposent de l’énergie cinétique sur plusieurs dizaines de parsecs avant de se dissiper entièrement sous forme de rayonnement et de turbulence. Cette injection d’énergie et de rayons cosmiques participe à la régulation de la turbulence, à l’enrichissement chimique et à la structuration des multiples phases du milieu interstellaire. De plus, après refroidissement des régions denses comprimées par les chocs plus lents (10^1 km/s) qui se propagent tardivement, la formation de nouvelles étoiles peut être déclenchée. Situé à 1.8 kpc et âgé d’environ 25 000 ans, le reste de supernova IC443 offre la possibilité d’étudier ces mécanismes de rétro-action avec précision. L’étude des rayons cosmiques est poursuivie à travers le produit de leurs interactions avec le milieu interstellaire, source de photons de hautes énergie (rayon X/gamma) via quatre mécanismes : décomposition de pions neutres, Bremsstrahlung, effet Compton inverse et rayonnement synchrotron. L’interprétation des observations de rayon gamma requiert une connaissance fine des caractéristiques physiques et chimiques de l’environnement, tel que la masse totale du gaz, l’intensité et la distribution en énergie du champ de rayonnement, et la présence de sources d’injection de nouveaux rayons cosmiques. En direction du pic d’intensité des rayon gamma, nous avons réalisé de nouvelles observations du reste de supernova IC443 avec le télescope de 30m de l’IRAM ainsi que le télescope APEX. Dans un champ 10’x10’, nos observations spectrales de 12CO, 13CO, C18O et nos observations continuum avec la caméra NIKA2 révèlent le contenu interstellaire de la région avec une résolution angulaire de 10’’-20’’. À l’aide de modèles de transfert de rayonnement, nous avons d’abord produit des cartes de la masse totale de gaz dans la région à partir de l’émission de 12CO et 13CO. Nous avons ensuite utilisé des modèles d’émission de poussière pour étudier le continuum entre 3.4 microns et 2.0 mm (WISE, Spitzer, LABOCA, NIKA2). L’utilisation des algorithmes Bayésiens PPMAP et HerBIE permet de déterminer la densité de colonne et la température des poussières, ainsi que plusieurs paramètres supplémentaires avec HerBIE. Nos mesures de masses via l’émission des poussières et celle de la molécule 12CO sont indépendantes et en accord. Ces mesures indiquent l’existence de deux candidats pour l’interaction du milieu dense avec les rayons cosmiques à l’origine de la production de rayon gamma : un amas de gaz choqué de 250 masses solaires, et un amas de gaz froid et non perturbé de 400 masses solaires. D’une part, ces cartes de masse posent des contraintes précises sur l’émission de rayon gamma via la décomposition de pions neutres et le Bremsstrahlung dans la région étudiée. D’autre part, notre carte du champ de rayonnement déterminée via HerBIE nous permet aussi de poser une contrainte sur l’effet Compton inverse. Enfin, à l’aide de catalogues de points sources nous avons déterminé l’existence de potentielles protoétoiles dans la région. Ces dernières peuvent également participer à l’injection de rayons cosmiques de moyennes énergies (MeV-GeV). Ces résultats pourront être ré-investis en tant que paramètres d’entrée dans un modèle d’émission de rayon gamma afin de déterminer la composition (hadronique ou leptonique) et les mécanismes principaux d’interaction des rayons cosmiques avec le milieu interstellaire dans IC443.
Summary :
Supernovae have a major impact on the evolution of the interstellar medium of galaxies. These stellar explosions inject 10^51 erg into their neighborhood, which is equivalent to the energy emitted by the Sun during its entire existence. These regular events (about two per century in the Milky Way) produce a fast shock wave (up to 10^4 km/s) that interacts with the surrounding medium for several hundred thousand years. In addition to being temporary sites of acceleration of high-energy cosmic rays (TeV-PeV), supernovae remnants deposit kinetic energy over several tens of parsecs before they entirely decay into radiation and turbulence. This injection of energy and cosmic rays participates in the regulation of the turbulence, the chemical enrichment and the structuring of the multiple phases of the interstellar medium. Moreover, when dense regions are compressed by the slower shocks (10^1 km/s) that propagate lately, the cold and dense medium that is left after a characteristic cooling time constitutes a potential site for the formation of new stars. Located at 1.8 kpc and about 25,000 years old, the supernova remnant IC443 offers the possibility to study these feedback mechanisms with accuracy. In these objects, the study of cosmic rays is pursued through the product of their interactions with the interstellar medium, which is a source of high energy photons (X-ray/gamma ray) emitted via four mechanisms : decay of neutral pions, Bremsstrahlung, inverse Compton scattering and synchrotron radiation. The interpretation of gamma-ray observations requires a detailed knowledge of the physical and chemical characteristics of the environment, such as the total mass of the gas, the intensity and energy distribution of the radiation field, and the presence of new cosmic ray injection sources. In the direction of the peak gamma-ray intensity, we have made new observations of the supernova remnant IC443 with the IRAM 30m telescope and the APEX telescope. In a 10’x10’ field of observations, our spectral observations of 12CO, 13CO, C18O pure rotational lines and our continuum observations with the NIKA2 camera reveal the interstellar content of the region with an angular resolution of 10’’-20’’. Using radiative transfer models, we first produced maps of the total molecular gas mass in the region from the emission of 12CO and 13CO lines. We then used dust emission models to study the continuum between 3.4 microns and 2.0 mm (WISE, Spitzer, LABOCA, NIKA2). The use of the Bayesian algorithms PPMAP and HerBIE allows us to determine the column density and temperature of the dust, as well as several additional parameters with HerBIE. Our mass measurements via dust emission and that of the 12CO molecule are independent and in agreement. These measurements indicate the existence of two candidates for the interaction of the dense medium with cosmic rays at the origin of the gamma-ray production : a shocked molecular clump of 250 solar masses, and a cold, quiescent molecular cloudlet of 400 solar masses. On the one hand, these mass maps put precise constraints on the gamma-ray emission via neutral pion decay and Bremsstrahlung in the studied region. On the other hand, our radiation field map determined via HerBIE also allows us to constrain the inverse Compton scattering. Finally, with the help of source point catalogs we have determined the existence of potential protostars in the region. These protostars can also participate in the injection of medium energy cosmic rays (MeV-GeV). These results can be re-invested as input parameters in a gamma-ray emission model in order to determine the composition (hadronic or leptonic) and the main mechanisms of interaction of cosmic rays with the interstellar medium in IC443.
Composition du jury
M. Alain DORESSOUNDIRAM, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Sébastien BESSE, Planetary Scientist, European Space Agency, CoDirecteur de these
M. Olivier FORNI, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury
M. Stéphane LE MOUÉLIC, Ingénieur de recherche, Laboratoire de Planétologie et Géodynamique, Rapporteur du jury
M. Jörn HELBERT, Senior researcher, Institute of Planetary Research - DLR, Membre du jury
Mme Cathy QUANTIN-NATAF, Professeur, Laboratoire de Géologie de Lyon, Terre, Planetes, Environnement UCB Lyon1, Membre du jury
Mme Hélène MASSOL, Maître de conférences, Geosciences Paris-Saclay, Membre du jury
Mme Fabienne CASOLI, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
Résumé :
Résumé :
Les observations récentes de la mission MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment Geochemistry and Ranging) ont permis de faire des découvertes surprenantes sur Mercure, soulevant de nouvelles questions sur la formation et l’évolution des planètes internes du Système solaire. Les modèles de formation planétaire prédisent un appauvrissement en éléments volatils et un enrichissement en éléments réfractaires à la distance héliocentrique de Mercure. Cependant, les observations de MESSENGER ont révélé que la surface de Mercure est riche en espèces volatiles, tels que le soufre et le carbone. Ma thèse traite des processus géologiques associés aux espèces volatiles à la surface de Mercure, dans le but de mieux contraindre leur nature, leur origine et l’inventaire de ces espèces. Durant ma thèse, j’ai étudié en particulier le volcanisme explosif et des unités géologiques observées uniquement sur Mercure, appelées hollows et dont la formation est encore mal comprise. Pour ce faire, j’ai collaboré avec des chercheurs européens pour créer une base de données, à partir des observations du spectromètre visible et proche-infrarouge MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) de MESSENGER, qui contient plus de 4,7 millions de spectres et 28 paramètres spectraux. L’analyse spectrale que j’ai menée, à l’échelle de la planète, des dépôts pyroclastiques, qui sont les produits d’éruptions explosives, a permis de mesurer précisément la taille de ces dépôts et de déduire que leurs dimensions ont été sous-estimées dans de précédentes études. Ce résultat a de fortes implications sur le contenu en volatiles magmatiques de Mercure. De plus, j’ai démontré que le plus grand dépôt pyroclastique de Mercure a sûrement été mis en place par une éruption de type phréatomagmatique, résultant de l’interaction entre un magma et une couche en sous-surface riche en volatiles. En outre, l’analyse spectrale des hollows m’a permis de montrer que les spectres en réflectance de ces petites dépressions géologiques diffèrent des autres spectres de Mercure (par exemple, des dépôts pyroclastiques). Les spectres des hollows présentent une courbure concave unique entre 300 et 600 nm, que j’ai étudiée en détail par la mesure du paramètre Curvature, défini pendant ma thèse. Ce paramètre spectral est probablement lié à la nature des espèces volatiles à l’origine de la formation des hollows. Par conséquent, j’ai effectué une comparaison avec des mesures de laboratoire et des modélisations spectrales pour mieux contraindre la composition des hollows. L’étude a révélé que des sulfures, tels que CaS, Na 2 S ou MgS, sont les meilleurs candidats pour reproduire les propriétés spectrales des hollows de Mercure. Les dépôts pyroclastiques et les hollows seront des cibles intéressantes et importantes pour la mission BepiColombo, et en particulier pour la suite instrumentale SIMBIO-SYS sur laquelle je suis scientifique associée.
Summary :
Recent observations by the Mercury Surface, Space Environment Geochemistry and Ranging (MESSENGER) mission have revealed surprising discoveries about Mercury, raising new questions about the formation and evolution of the inner planets. Planetary formation models predict that Mercury’s surface should lack volatile elements and enrich in refractory elements. However, observations from the MESSENGER mission have revealed that Mercury’s surface is enriched in volatiles such as sulfur and carbon. My thesis addresses the geological processes associated with volatiles on the surface of Mercury, with the aim to better constrain their nature, origin and inventory. During my thesis, I studied in particular explosive volcanism and geological units observed only on Mercury, named hollows and whose formation is still not well understood. To do this, I collaborated with European researchers to create a database, based on observations from the MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) of MESSENGER, which contains more than 4.7 million spectra and 28 spectral parameters. The spectral analysis that I conducted, on a planetary scale, of pyroclastic deposits, which are the products of explosive eruptions, allowed me to measure precisely the size of these deposits and to deduce that their dimensions were underestimated in previous studies. This result has strong implications on the magmatic volatile content of Mercury. Furthermore, I have shown that the largest pyroclastic deposit of Mercury was probably emplaced by a phreatomagmatic eruption, resulting from the interaction between a magma and a volatile-rich subsurface layer. Furthermore, the spectral analysis of the hollows allowed me to show that the reflectance spectra of these small geological depressions differ from other spectra of Mercury (e.g. pyroclastic deposits). The spectra of the hollows show a unique concave shape between 300 and 600 nm, which I studied in detail by measuring the Curvature parameter, defined during my thesis. This spectral parameter is probably related to the nature of the volatile species at the origin of the hollows formation. Therefore, I performed a comparison with laboratory measurements and spectral modelling to better constrain the composition of the hollows. The study revealed that sulfides, such as CaS, NaS or MgS, are the best candidates to reproduce the spectral properties of Mercury hollows. Pyroclastic deposits and hollows will be interesting and important targets for the BepiColombo mission, and especially for the SIMBIO-SYS instrumental suite on which I am an associate scientist.
Composition du jury
M. Andrea CIARDI, Maître de conférences, Sorbonne Université, Directeur de these
M. Roch SMETS, Maître de conférences, Sorbonne Université, CoDirecteur de these
Mme Katia FERRIÈRE, Directeur de recherche, IRAP, Membre du jury
M. Fabien CASSE, Professeur, Université de Paris, Membre du jury
M. Nuno LOUREIRO, Professor, Massachusetts Institute of Technology, Membre du jury
Mme Laurence REZEAU, Professeur, École Polytechnique, Membre du jury
M. Emmanuel D’HUMIèRES, Professeur , Université de Bordeaux, Rapporteur du jury
M. Anatoly SPITKOVSKY, Professor, Princeton University, Rapporteur du jury
Résumé :
Les rayons cosmiques peuvent alimenter la croissance exponentielle d’un champ magnétique préexistant en déclenchant des instabilités qui grandissent grâce au mouvement de dérive collectif des particules. Parmi les différentes instabilités de dérive, le mode non-résonnant, aussi appelé mode de Bell, a fait l’objet d’une attention croissante car il peut amplifier le champ magnétique au-delà de son intensité initiale, et génère la turbulence nécessaire pour aider au confinement et à à accélération des rayons cosmiques. De manière générale, il peut se développer dans une grande variété d’environnements, allant des nuages moléculaires froids et denses au milieu intergalactique chaud et diffus. Ce travail vise à élucider le comportement de l’instabilité non-résonante de dérives des rayons cosmiques dans de tels environnements, où les effets thermiques et collisionnels peuvent modifier considérablement sa croissance et sa saturation. Nous décrivons d’abord l’instabilité dans le cadre de la théorie fluide en mettant l’accent sur le mécanisme physique conduisant à l’amplification exponentielle des perturbations électromagnétiques, et obtenons des prédictions analytiques du taux de croissance pour des éléments ioniques arbitraires. En raison de sa nature non-résonante, une description fluide est suffisante pour saisir les principales caractéristiques de l’instabilité lorsque la température du plasma ambiant est négligeable. Pour étudier l’instabilité dans les environnements chauds, où les effets du rayon de Larmor fini sont importants, nous recourons à la théorie cinétique linéaire et étendons les résultats analytiques existants au cas d’ions découplés des perturbations magnétiques. Nous obtenons que les longueurs d’onde instables ne sont pas entièrement supprimées, mais sont plutôt déplacées vers des échelles plus grandes avec un taux de croissance fortement réduit. Les résultats de la théorie linéaire sont confirmés, et étendus à l’évolution non-linéaire dans la deuxième partie de cette thèse, par des simulations multi-dimensionnelles hybrides de type ``particle in cell’’ (ions cinétiques et électrons fluides). Les simulations mettent en évidence une réduction importante du niveau d’amplification du champ magnétique dans le régime chaud [Marret et al. MNRAS 2021], ce qui indique qu’il peut être limité dans les plasmas astrophysiques chauds tels que les superbulles ou le milieu intergalactique. Dans les environnements plus froids et plus denses, comme les régions H II et les nuages moléculaires, les collisions entre particules dans le plasma ambiant doivent être prises en compte. Nous étudions numériquement leur impact en incluant dans les simulations avec une méthode Monte-Carlo les collisions proton-proton et proton-hydrogène. Nous obtenons que l’instabilité est rapidement supprimée dans les plasmas faiblement ionisés, où les collisions proton-hydrogène dominent. Ces résultats de simulations cinétiques confirment quantitativement les calculs existants de la théorie linéaire multifluide. En revanche, nous constatons que les collisions coulombiennes favorisent de manière inattendue le développement de l’instabilité dans les plasmas entièrement ionisés, en réduisant des anisotropies de pression auto-générées qui autrement s’opposeraient à sa croissance. Les simulations numériques sont actuellement le seul moyen d’étudier l’évolution non-linéaire de l’instabilité et d’obtenir des estimations quantitatives de l’intensité du champ magnétique après saturation. La dernière partie de cette thèse est consacrée à la conception d’expériences dédiées à la vérification des prédictions de la théorie linéaire et des simulations. Nous décrivons les conditions requises sur les paramètres du plasma pour générer l’instabilité dans une expérience, et proposons deux configurations possibles basées sur les installations laser haute puissance existantes, en visant à observer et caractériser le mode non-résonant pour la première fois en laboratoire.
Summary :
Cosmic rays can power the exponential growth of a seed magnetic field by exciting instabilities that feed on the kinetic energy of the particles collective streaming motion. Of the different streaming instabilities, the non-resonant mode, also called Bell’s mode, has received growing attention as it can amplify the magnetic field well beyond its initial intensity, and generate the necessary turbulence to help confine and accelerate cosmic rays in supernovae remnants and young stellar jets shocks via the first order Fermi mechanism. In general, it can develop in a large variety of environments, ranging from the cold and dense molecular clouds to the hot and diffuse intergalactic medium. This work aims at elucidating the behaviour of the non-resonant cosmic rays streaming instability in such environments, where thermal and collisional effects can substantially modify its growth and saturation. In the first part of this thesis, we describe the instability within fluid theory by highlighting the basic physical mechanism leading to the exponential amplification of electromagnetic perturbations, and obtain analytical predictions for the growth rate for arbitrary ion elements. Owing to its non-resonant nature, a fluid description is a sufficiently accurate model of the instability only when the background plasma temperature is negligible. To study the instability in hot environments, where finite Larmor radius effects are important, we then resort to linear kinetic theory and extend the existing analytical results to the case of demagnetized ions. We find that the unstable wavelengths are not entirely suppressed, but are instead shifted toward larger scales with a strongly reduced growth rate. The linear theory results are confirmed, and extended to the non-linear evolution in the second part of the thesis, by multi-dimensional hybrid-Particle-In-Cell simulations (kinetic ions and fluid electrons). The simulations highlight an important reduction of the level of magnetic field amplification in the hot regime [Marret et al. MNRAS 2021], indicating that it may be limited in hot astrophysical plasmas such as in superbubbles or the intergalactic medium. In colder and denser environments, such as H II regions and molecular clouds, particle collisions in the background plasma must be taken into account. We investigate numerically their impact by including Monte-Carlo Coulomb and neutral collisions in the simulations. We find that in poorly ionized plasmas, where proton-hydrogen collisions dominate, the instability is rapidly suppressed and our results from kinetic simulations confirm quantitatively existing, multi-fluid linear theory calculations. In contrast, we find that in fully ionized plasmas, Coulomb collisions unexpectedly favour the development of the instability by reducing self-generated pressure anisotropies that would otherwise oppose its growth. Numerical simulations are currently the only means to investigate the non-linear evolution of the instability and to obtain quantitative estimates of the saturated magnetic field intensity. The final part of this thesis is devoted to answer the growing need for an experimental verification of the linear theory and simulations predictions. We describe the requirements on the plasma parameters to generate the instability in an experiment, and propose two possible setups based on existing high-power laser facilities, aiming at observing and characterizing the non-resonant mode for the first time in the laboratory.
Composition du jury
M. François LEVRIER , Maître de conférences, Ecole Normale Supérieure, Directeur de these
Mme Blakesley BURKHART, Assistant professor , Rutgers University, Flatiron Institute, Rapporteur du jury
M. Brice MéNARD, Professor , Johns Hopkins University, Rapporteur du jury
Mme Susan CLARK, Assistant professor, Stanford University, Membre du jury
M. Stéphane MALLAT, Professeur, Collège de France, Membre du jury
M. Jérôme PETY, Astronome, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Membre du jury
M. Benoît SEMELIN, Professeur, Sorbonne Université, Membre du jury
Résumé :
L’émission thermique de la poussière interstellaire est le principal avant-plan de la polarisation du fond diffus cosmologique (FDC) au-delà de 100 GHz. Pour cette raison, la quête de modes B dans le FDC, associés aux ondes gravitationnelles générées durant l’ère inflationnaire de l’Univers primordial, est étroitement liée à la physique du milieu interstellaire (MIS), des grains de poussières qu’il contient, et du champ magnétique qui le traverse. La complexité de cette physique fait de la caractérisation statistique du MIS magnétisé diffus un défi majeur. Pour tenir compte des statistiques non-Gaussiennes de la distribution spatiale de cette émission polarisée des poussières interstellaires, nous avons besoin de descripteurs statistiques permettant de quantifier les couplages entre échelles. Cette thèse vise donc à définir un modèle statistique de cette émission. J’emploie la wavelet scattering transform (WST) et les wavelet phase harmonics (WPH) pour obtenir des représentations multi-échelles de cartes de polarisation. La dépendance angulaire des coefficients WST peut être modélisée avec la reduced wavelet scattering transform (RWST), un modèle angulaire introduit dans des travaux antérieurs pour des cartes en intensité totale. La RWST fournit une description statistique des cartes de polarisation, en quantifiant leurs propriétés multi-échelles en termes de contributions isotropes et anisotropes, donc interprétables géométriquement et potentiellement physiquement. La (R)WST, et de façon similaire la WPH, permettent de définir des modèles statistiques génératifs reposant sur ces coefficients, à partir desquels de nouvelles réalisations aléatoires, statistiquement similaires aux cartes originales, peuvent être construites. Lorsque le bruit devient important dans les observations, ces statistiques sont fortement contaminées. Pour surmonter cette difficulté, j’introduis une méthode de débruitage statistique fondée sur les statistiques WPH, visant à retrouver les propriétés statistiques non Gaussiennes de l’émission non-bruitée. J’ai également développé deux logiciels pour les besoins de cette thèse, appelés PyWST et PyWPH, qui prennent la forme de paquets Python rendus publics.
Summary :
The thermal emission of interstellar dust is the main foreground to cosmic microwave background (CMB) polarization above 100 GHz. For this reason, the quest for primordial B-modes in the CMB, which are expected to arise from gravitational waves produced during the inflation era in the very early Universe, is closely related to the physics of the interstellar medium (ISM), of its dust grains, and of its magnetic field. The complexity of this physics makes the statistical characterization of the diffuse magnetized ISM a major challenge. To account for the non-Gaussian statistics of the spatial distribution of the polarized emission of interstellar dust, we need statistical descriptors that quantify couplings across scales. This thesis precisely aims to define a statistical model of this emission. I employ the wavelet scattering transform (WST) and the wavelet phase harmonics (WPH) to derive multiscale representations of polarization maps. The angular dependence of the WST coefficients can be fitted with the reduced wavelet scattering transform (RWST), an angular model introduced in previous works related to total intensity maps. The RWST provides a statistical description of polarization maps, quantifying their multiscale properties in terms of isotropic and anisotropic contributions, which can be interpreted geometrically, and potentially related to the physics of the medium. The (R)WST, and similarly the WPH, allow me to define generative statistical models, from which new random realizations statistically similar to the original maps can be drawn. When noise becomes prominent in the observations, these statistics are strongly contaminated. To overcome this difficulty, I devise a statistical denoising method based on WPH statistics, aiming at retrieving the non-Gaussian statistical properties of the noise-free emission. Additionally, I have developed two softwares for the purposes of this thesis, called PyWST and PyWPH, which take the form of public Python packages.
Composition du jury
M. Andrea CIARDI ,Maître de conférences, Sorbonne Université, Directeur de these
M. Laurent MAUNOURY ,Ingénieur de recherche CNRS, Grand Accélérateur National d’Ions Lourds, Rapporteur du jury
M. Laurent GARRIGUES ,Directeur de recherche ,Laboratoire Plasma et Conversion d’Energie – LAPLACE Université de Toulouse, CNRS-UPS-INPT , Rapporteur du jury
Mme Anne BOURDON ,Directeur de recherche , Laboratoire de Physique des Plasmas Ecole Polytechnique ,Membre du jury
Mme Caterina RICONDA ,Professeur ,Sorbonne Université, Membre du jury
Résumé :
Cette thèse s’inscrit dans le cadre du développement d’un nouveau concept de propulseur plasmique, appelé propulseur ECR (Electron Cyclotron Resonance), qui utilise des ondes électromagnétiques pour chauffer, par résonance cyclotron électronique, un plasma. Ce plasma est ensuite accéléré dans une tuyère magnétique. L’objet de ce travail est de simuler la création et l’expansion du plasma magnétisé. Afin de mieux comprendre l’interaction entre les ondes électromagnétiques et le plasma, il a été nécessaire de développer une méthode Particle-In-Cell permettant un calcul auto-consistant des champs électromagnétiques. Pour la résolution des équations de Maxwell, une méthode numérique a été développée en se basant sur la méthode CIP (Constrained Interpolation Profile). Cette méthode semi-Lagrangienne est attractive dans ce contexte car elle permet d’utiliser de grands pas de temps lors des simulations des cas 2D plan et 3D tout en ayant une formulation explicite. Cependant, les algorithmes disponibles dans la littérature en 2D cylindrique n’ont pas cette capacité, étant limités à des nombres CFL ≤ 1 (Courant-Friedrichs-Lewy). Par conséquent, nous avons développé une procédure généralisant la méthode CIP pour traiter des CFL > 1 en géométrie 2D axisymétriques. Ces développements ont été intégrés au code électrostatique Particle-In-Cell/Monte-Carlo Module (PIC-MCC) de l’Onera. Ils ont permis d’effectuer des simulations PIC électromagnétiques auto-consistantes du propulseur en géométrie quasi-1D (CFL=2.9) et 2D axisymétrique (CFL=1). Le modèle 1D3V montre en particulier que l’énergie des électrons dans la direction perpendiculaire aux lignes de champ magnétique augmente près de la zone de chauffage et qu’elle pouvait présenter un second maximum dans la tuyère magnétique dû au confinement des électrons à haute énergie. De plus, la zone de chauffage s’étend 6 mm autour de la zone de résonance, ce qui est cohérent avec la valeur prédite par l’élargissement Doppler. Une analyse paramétrique avec ce modèle suggère en particulier que la diffusion des particules chargées vers les parois du propulseur est le mécanisme dominant de perte d’énergie par rapport aux collisions entre ces particules et les particules neutres. Enfin, les premiers résultats en 2D axisymétrique suggèrent qu’il y a une forte concentration d’électrons à haute énergie près de l’antenne du propulseur, en accord avec des observations expérimentales. Les outils développés pendant ce travail continueront à être exploités pour approfondir davantage notre connaissance sur le propulseur. La comparaison avec de futures mesures de densité électronique à l’intérieur du propulseur, une zone peu explorée dans le laboratoire, pourraient servir de validation aux résultats des simulations.
Summary :
The framework for this work is the development of a new space propulsion technology. The device is based on the cyclotron resonance phenomenon to heat a plasma using microwaves. This work aims at simulating for the first time the magnetized plasma inside an Electron Cyclotron Resonance (ECR) thruster with self-consistent calculations of the electromagnetic fields to gain insight into the thruster’s working principles. An electromagnetic solver for Maxwell’s equations was developed based on the Constrained Interpolation Profile (CIP) method to simulate the electron-microwave interaction in a quasi-1D (1D3V) model of the thruster. This semi-Lagrangian method enables the use of large time steps in planar 1D to 3D cases while using an explicit formulation. However, the thruster modeling in a 2D cylindrical coordinate system (2D3V) faced the problem that the scheme was still limited by the Courant-Friedrichs-Lewy (CFL) condition. Therefore, we developed a procedure to overcome this constraint and extend the ability of this method to handle CFL greater than one in 2D axisymmetric domains. A ghost node method was also proposed to deal with boundary conditions such as the singularity on the axis or the perfectly conducting walls. The solvers were integrated into the electrostatic Particle-In-Cell/Monte-Carlo Module (PIC-MCC) code developed at Onera. They allowed the self-consistent electromagnetic full-PIC simulations of the ECR thruster in 1D and 2D axisymmetric. The results provided insight into the mechanisms affecting the plasma, like its heating and confinement, the energy lost by collisions and at the thruster’s walls by cross-field diffusion, and the possibility of mode conversion for the microwaves due to its interaction with the plasma. In the 1D3V model, we show that the electron’s energy perpendicular to the magnetic field lines increased near the heating zone and has a second unexpected peak in the nozzle due to the confinement of highly energetic electrons and loss at the close end of the thruster of low energy electrons. We carried out a parametric analysis with this model that allowed us to understand better the influence of some of the thruster’s parameters on its performance and assess the sensibility of our model to have a more detailed view of the validity of the results. The cross-field diffusion towards the thruster’s walls appeared as a dominant mechanism for energy lost over the collisions between the charged particles and the neutral background. The results of this research work will contribute to the efforts of the propulsion community to improve this technology.
Composition du jury
M. Pierre KERVELLA ,Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Gisella CLEMENTINI ,Astronome , INAF–Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna , Rapporteur du jury
M. Lucas MACRI , Professor , Department of Physics & Astronomy, Texas A&M University, Rapporteur du jury
Mme Françoise COMBES, Professeur, LERMA, Observatoire de Paris Membre du jury
M. Massimo MARENGO , Astronome, Department of Physics and Astronomy, Iowa State University, Membre du jury
Résumé :
Les Céphéides sont des étoiles variables pulsantes qui jouent un rôle clé comme indicateurs primaires de distance grâce à la relation empirique entre leur période de pulsation et leur luminosité intrinsèque, la relation période-luminosité. Cette loi est utilisée pour étalonner la luminosité des supernovæ de type Ia dans les galaxies proches, qui est à son tour utilisée pour mesurer la distance aux galaxies dans le flot de Hubble, fournissant une estimation du taux d’expansion actuel de l’Univers : la constante de Hubble (H0). Ces dernières années, une tension significative d’au moins 4σ est apparue entre la mesure de H0 dans l’univers primitif par le satellite Planck, en supposant un modèle ΛCDM, et les mesures directes dans l’univers local basées sur les distances des Céphéides. La confirmation de cette tension pourrait impliquer une nouvelle physique au delà du modèle standard : il est donc essentiel d’améliorer l’étalonnage de la relation période-luminosité grâce à des distances précises et fiables de Céphéides. La collaboration Gaia a récemment publié les parallaxes trigonométriques de plus d’1.7 milliard d’étoiles, permettant une amélioration remarquable de la précision de l’échelle des distances. Cependant, les parallaxes des Céphéides sont affectées par des problèmes de calibration en raison de leur variabilité et de leur importante luminosité. Dans cette thèse, je présente une méthode alternative pour étalonner la relation période-luminosité en utilisant des compagnons de Céphéides et des amas ouverts hôtes, qui ne sont pas soumis à ces problèmes. En utilisant ces compagnons proches non biaisés pour déterminer la distance des Céphéides, j’étalonne la relation période-luminosité dans la Voie Lactée et je réévalue la valeur locale de la constante de Hubble. Enfin, j’étudie le lien entre les magnitudes absolues des Céphéides et leur abondance en métaux en comparant les Céphéides de la Voie Lactée et celles des Nuages de Magellan. J’en déduis que les Céphéides riches en métaux sont plus brillantes que celles qui en sont pauvres, avec un effet plus fort en infrarouge proche qu’en optique. Cet effet peut avoir un impact sur la mesure de la constante de Hubble et devra être pris en compte plus précisément à l’avenir, afin de mieux contraindre l’étalonnage de l’échelle des distances extragalactiques.
Summary :
Cepheids are pulsating variable stars which play a key role as primary distance indicators thanks to the empirical relation between their pulsation period and intrinsic luminosity, the period-luminosity relation. This law is used to calibrate the brightness of type-Ia supernovæ in nearby galaxies, which is in turn used to measure the distance to galaxies in the Hubble flow. This provides an estimate of the current expansion rate of the Universe, known as the Hubble constant (H0). In recent years, a significant tension of at least 4σ has arisen between the early universe measurement of H0 from the Planck satellite, assuming a ΛCDM model, and the late universe direct measurements based on Cepheid distances. The persistence of this tension would imply new physics beyond the standard model of cosmology : it is therefore critical to improve the period-luminosity calibration with precise and reliable Cepheid distance measurements. The Gaia Collaboration recently published trigonometric parallaxes for 1.7 billion stars, allowing for a remarkable improvement in the precision of the distance scale. However, Cepheid parallaxes suffer from calibration issues due to their variability and important brightness. In this thesis, I present an alternative method for calibrating the period-luminosity relation using Cepheid companions and host open clusters, which are not subject to these issues. By adopting these close and unbiased companion stars to determine the distance to Cepheids, I calibrate the period-luminosity relation in the Milky Way and re-evaluate the local value of the Hubble constant. Finally, I study the relation between Cepheid magnitudes and their metal abundance by comparing the Cepheids of the Milky Way and those of the Magellanic Clouds. I conclude that metal-rich Cepheids are brighter than metal-poor ones, with a stronger effect in near-infrared than in optical. This effect may impact the measurement of the Hubble constant and will have to be taken into account more precisely in the future, to better constrain the calibration of the extragalactic distance scale.
Composition du jury
Mme Marie-Jo GOUPIL ,Astronome ,Observatoire de Paris , Directeur de these
M. Kevin BELKACEM ,Chargé de recherche , Observatoire de Paris , CoDirecteur de these
M. Joergen CHRISTENSEN-DALSGAARD, Professor, University of Aarhus, Rapporteur du jury
M. Hiromoto SHIBAHASHI, Professor, The University of Tokyo, Rapporteur du jury
M. Marc-Antoine DUPRET, Professeur, Université de Liège, Membre du jury
M. Friedrich KUPKA, Professor, University of Applied Sciences Technikum Wien, Membre du jury
M. Laurent GIZON, Professor, Max-Planck, Institute for Solar System Research, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur des universités, Université Pierre et Marie Curie, Membre du jury
Résumé :
L’astérosismologie a révolutionné notre compréhension des intérieurs stellaires, grâce à l’observation des oscillations à la surface des étoiles. En ce qui concerne les oscillateurs de type solaire, qui possèdent une enveloppe convective, les mouvements turbulents dus à la convection ont un impact important sur les propriétés des modes acoustiques, tant du point de vue de leur fréquence que de leur amplitude. Cet impact résulte d’un couplage entre convection et oscillations, qui doit donc être compris et correctement modélisé pour permettre des diagnostics sismiques fiables dans ces étoiles. En retour, ce couplage offre l’opportunité d’utiliser les propriétés observées des modes pour contraindre la convection stellaire – dont les propriétés restent encore relativement mal comprises à ce jour. C’est ce dernier point qui constitue la motivation sous-tendant le travail présenté dans cette thèse. La première partie de cette thèse se concentre sur l’asymétrie exhibée par les profils des modes dans le spectre des oscillateurs de type solaire, qui porte la signature de la localisation de leur source d’excitation proche de la surface de l’étoile. Dans ce contexte, j’ai développé un formalisme conçu pour fournir des prédictions quantitatives concernant ces asymétries, mais également pour relier directement les asymétries observées aux propriétés sous-jacentes de la convection turbulente dans cette région. L’application de ce formalisme au cas du Soleil m’a permis de reproduire les observations à travers tout le spectre des modes acoustiques pour les mesures spectroscopiques, ainsi que pour les modes acoustiques de basse fréquence pour les mesures photométriques. En particulier, elle m’a permis de déterminer la dépendance du signe de l’asymétrie en fonction de la position de la source relativement à la photosphère, ainsi que d’apporter un éclairage nouveau sur la question de l’inversion d’asymétrie entre les observations effectuées en vitesse et en intensité. Dans une seconde partie, je me suis penché sur la question de la modélisation du couplage turbulence/oscillation de manière plus générale. J’y examine les modèles de turbulence Lagrangiens stochastiques en tant qu’alternative aux approches traditionnelles pour le traitement du couplage entre convection turbulente et oscillations de type solaire. Premièrement, un traitement perturbatif linéaire de ce type de modèle m’a permis d’exhiber une équation d’onde possédant, par construction, un caractère stochastique représentant l’impact de la turbulence sur les modes. Cette équation d’onde stochastique présente l’avantage d’inclure dès le début l’effet de la turbulence, et par suite celui du couplage, de manière cohérente, tout en permettant l’introduction d’un modèle de turbulence réaliste, et prenant en compte le large éventail d’échelles temporelles et spatiales caractérisant la convection turbulente stellaire. Ce formalisme m’a ensuite permis de construire une prescription simultanée, sur la base de relations de fermeture physique, pour le taux d’excitation et d’amortissement des modes acoustiques, mais également pour la partie modale des effets de surface. En parallèle, j’ai développé une implémentation numérique plus directe des modèles Lagrangiens stochastiques, qui permet, en conjonction avec mon formalisme analytique, d’explorer l’impact des paramètres physiques contrôlant la convection turbulente sur les propriétés observées des modes de type solaire. Le très bon accord obtenu en comparant les résultats numériques à un cas test dans le cadre duquel des résultats analytiques exacts peuvent être établis m’a permis de valider cette implémentation.
Summary :
Asteroseismology has revolutionised our understanding of stellar interiors, through the observations of oscillations on the surface of stars. In solar-like oscillators, which exhibit a convective envelope, the turbulent motions caused by convection have a substantial impact on the properties of the acoustic modes, whether on their frequencies or their amplitude. This impact results from a turbulence/oscillation coupling, which must therefore be understood and realistically modelled in order to allow for accurate seismic diagnosis. In turn, this coupling offers a way to constrain the little-understood properties of convection using the observed acoustic mode properties. This last point forms the overarching motivation behind the work presented in this thesis. The first part of this thesis focuses on the asymmetry displayed by the line profiles of solar-like oscillations, which carries the signature of the localisation of the driving source close to the surface of the star. In this context, I developed a formalism designed to give quantitative predictions for solar-like mode asymmetry, and to directly relate the observed asymmetries to the underlying properties of turbulence in this region. Applying this formalism to the solar case allowed me to successfully reproduce the observations throughout the entire p-mode spectrum for spectroscopic measurements, as well as in the low-frequency part of the spectrum for photometric measurements. In particular, it led me to the determination of the sign of the asymmetry depending on the stochastic excitation occurring above or beneath the photosphere. It also allowed be to shed a new light upon the issue of asymmetry reversal between the velocity and intensity measurements. In a second part, I interested myself with the modelling of the turbulence/oscillation modelling more generally. I investigated Lagrangian stochastic models of turbulence as an alternative way, compared to more traditional approaches, to model the coupling between turbulent convection and solar-like oscillations. First, a linear perturbative treatment of this class of models led me to establish a wave equation which, by construction, contains a stochastic part representing the impact of turbulence on the modes. This stochastic wave equation includes the effect of turbulence, and therefore the effect of the coupling with oscillations, in a consistent way, while allowing for the introduction of a realistic model of turbulence, taking into account the large range of time and spatial scales characterising stellar turbulent convection. This formalism then allowed me to simultaneously build physically-grounded prescriptions for the driving and damping of the modes, as well as for the modal part of the surface effects. In parallel, I developed a more direct numerical implementation of Lagrangian stochastic models, which allows, in conjunction with my analytical formalism, to explore the impact of the physical parameters of turbulent convection on the observed properties of the solar-like modes. I propose a test case where exact analytical results can be derived, and the close agreement reached between those and numerical results validates this implementation.
Composition du jury
Mme Marianne FAUROBERT, Professeur, Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, Rapporteur du jury
M. Frans SNIK Associate professor, Leiden Observatory, Leiden University, Rapporteur du jury
M. Claude CATALA ,Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Yael NAZé, Chargé de recherche, Université de Liège, Membre du jury
M. Frank BRACHET, Ingénieur, Centre National d’Etude Spatiale, Membre du jury
Mme Coralie NEINER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Martin PERTENAIS, Ingénieu,r Deutsches Zentrum fu ̈r Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR), CoDirecteur de these
Résumé :
Plusieurs projets de missions spatiales, tels que LUVOIR, Arago, PolStar ou CASSTOR, prévoient l’utilisation d’un spectropolarimètre fonctionnant dans le domaine de l’ultra-violet (UV). Parmi les objectifs principaux de ces instruments on trouve l’étude des étoiles et leurs environnements, en particulier leurs champs magnétiques et leurs magnétosphères, ainsi que le milieu interstellaire et les exoplanètes. Cependant, les spectropolarimètres haute résolution fonctionnant sur une large gamme spectrale n’existent que sur des instruments sur Terre et dans le domaine du visible ou de l’infrarouge. Le travail réalisé au cours de cette thèse vise à étudier des prototypes de polarimètres afin de les concevoir et de les optimiser sur les longueurs d’onde UV d’intérêt. Plusieurs gammes de longueurs d’onde ont été considérées, en fonction des instruments étudiés, entre 90 et 400 nm. Deux prototypes de polarimètres ont été étudiés : un prototype utilisant des matériaux biréfringents et fonctionnant par transmission et un prototype fonctionnant exclusivement par réflexion. Une méthode d’optimisation a été développée pour maximiser l’efficacité des polarimètres pour les gammes de longueurs d’onde choisies. Enfin, trois expériences ont été mises en place pour tester ces deux prototypes sur le plan optique et thermique. Deux expériences ont été conçues pour tester le polarimètre par transmission. Tout d’abord, il a été testé dans l’UV et sous vide afin de mesurer l’efficacité du prototype dans ses conditions de fonctionnement. Ensuite, il a été soumis à une série de cycles thermiques pour étudier la résistance de l’adhésion moléculaire de ses lames. Enfin, la troisième expérience permet de tester un prototype par réflexion utilisant des miroirs en or. Cette expérience permet également de mesurer les propriétés polarimétriques de certains matériaux pressentis pour de tels polarimètres par réflexion et ainsi mieux simuler les polarimètres étudiés. Les méthodes utilisées pour l’étude et la conception des polarimètres ainsi que les expériences réalisées et leurs résultats sont présentés dans cette thèse.
Summary :
Several space mission projects, such as LUVOIR, Arago, PolStar or CASSTOR, plan to use a spectropolarimeter operating in the ultraviolet (UV) range. Among the main goals of these instruments is the study of stars and their environment, in particular their magnetic fields and magnetospheres, as well as the interstellar medium and exoplanets. However, high-resolution spectropolarimeters operating over a wide spectral range only exist on instruments on Earth and in the visible or infrared ranges. The work carried out in this thesis aims at studying prototype polarimeters in order to design and optimize them over the wavelengths of interest. Several wavelength ranges were considered, depending on the studied instruments, between 90 and 400 nm. Two prototypes were studied : one using birefringent materials and operating by transmission, and one operating exclusively by reflection. An optimization method was developed to maximize the efficiency of the polarimeters for the chosen wavelength ranges. Finally, three experiments were set up to test these two prototypes optically and thermally. Two experiments were designed to test the transmission polarimeter. First, it was tested in the UV and in vacuum in order to measure the polarimetric efficiencies of the prototype under its operating conditions. Then, it underwent a series of thermal cycles to study the resistance of molecular adhesion of its plates. Finally, the third experiment tests a prototype by reflection using gold mirrors. This experiment also allows to measure the polarimetric properties of some materials foreseen for such polarimeters and thus better simulate the studied polarimeters. The methods used to optimize and design the polarimeters as well as the experiments carried out and their results are presented in this thesis.
Composition du jury
M. Christian BIZOUARD, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Christophe LE PONCIN-LAFITTE, Observatoire de Paris, Examinateur
Mme Véronique DEHANT, Observatoire Royal de Belgique, Rapporteure
M. Jérôme VERDUN, École Supérieure des Géomètres et Topographes, Rapporteur
Mme Joëlle NICOLAS-DUROY, École Supérieure des Géomètres et Topographes, Examinatrice
M. Felix PEROSANZ, CNES, Examinateur
M. David COULOT, IPGP, Invité
M. Sébastien LAMBERT, Observatoire de Paris, Invité
Résumé :
Cette thèse porte sur l’apport de l’interférométrie à très longue base (VLBI) à la détermination de références géodésiques de haute qualité. Ces travaux s’intègrent au projet GEODESIE (GEOdetic Data assimilation and EStimation of references for climate change InvEstigation) qui a pour but de collecter toutes les données de géodésie spatiale existantes et d’en effectuer la combinaison directe afin de calculer des repères de référence de haute qualité en vue d’une meilleure détermination des paramètres caractérisant le changement climatique, comme l’élévation du niveau moyen des mers. La première partie de cette thèse consiste à mettre à jour la chaîne de traitement des observations VLBI en complétant les modèles de propagation dans l’atmosphère ou en implémentant les modèles de déformation des stations les plus précis. Cette chaîne améliorée a dans un premier temps été utilisée sur un important jeu de données VLBI historiques, et nous avons comparé les résultats avec ceux donnés par plusieurs des centres d’analyse de l’IVS. Elle nous a ensuite permis de simuler l’effet de l’ajout d’une antenne VLBI sur l’île de Tahiti sur les paramètres astrogéodésiques. La deuxième partie est consacrée à l’intégration de la technique VLBI dans la nouvelle méthode de combinaison directe fondée sur un filtrage de Kalman mise en œuvre dans le projet GEODESIE : déterminer le modèle d’évolution stochastique des différents paramètres liés au VLBI, et optimiser la sélection du sous-réseau de quasars définissant le repère céleste du projet. Enfin, cette thèse traite le problème des liens spatiaux entre la technique VLBI et les autres techniques de géodésie spatiale, par observation VLBI de satellites GNSS (mesures hybrides VLBI/GNSS) ou par la conception de satellites multitechniques comme GRASP.
Composition du jury
Mme Micaela OERTEL, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Jérôme MARGUERON ,Directeur de recherche , Institut de physique des deux infinis de Lyon , Rapporteur du jury
M. Jose PONS ,Full professor , University of Alicante, Rapporteur du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN ,Professeur, Sorbonne Université , Membre du jury
M. Armen SEDRAKIAN, Full professor, Frankfurt Institute for Advanced Studies, Membre du jury
M. Jérôme GUILET ,Ingénieur-Chercheur, CEA-Saclay, Membre du jury
M. Nicolas CHAMEL, Maître de recherche , Université Libre de Bruxelles, Membre du jury
Mme Anthea FANTINA ,Chargé de recherche, Grand Accélérateur National d’Ions Lourds (GANIL) , Membre du jury
Résumé :
Si les principaux aspects du mécanisme des supernovas a effondrement de cœur sont aujourd’hui compris, des détails importants sur la microphysiques restent sujets à beaucoup d’incertitudes. En particulier, les neutrinos jouent un rôle clé dans le mécanisme mais les taux d’interactions entre les neutrinos et la matière dense sont encore assez peu compris. Dans cette thèse nous présentons un nouveau code d’évolution des proto-étoiles à neutrons, et l’utilisons avec le code de simulation de supernova à effondrement de cœur CoCoNuT pour étudier l’influence des incertitudes sur les taux de réaction des neutrinos. Les effets convectifs, qui jouent un rôle majeur dans l’évolution des proto-étoiles à neutrons, ont été pris en compte avec la théorie de la longueur de mélange.
Summary :
If the main features of the core-collapse supernova mechanism are now understood, some important details about the microphysics are still subject to a lot of uncertainties. In particular, neutrinos are playing a key role in the core-collapse mechanism but interactions rates between neutrinos and dense matter are still poorly understood. In this thesis we present a new code for proto-neutron star evolution, and we use it together with the CoCoNuT core-collapse code to study the influence of the uncertainties on neutrino reaction rates. Convective effects, which plays a crucial role in proto-neutron stars evolution, have been taken into account with the mixing length theory.
Composition du jury
M. Michel PERAULT, DR1, Ecole normale supérieure, Directeur de these
Mme Rosine LALLEMENT, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, GEPI , Membre du jury
M. Marc-Antoine MIVILLE-DESCHËNES, Directeur de recherche, CEA-Saclay, Membre du jury
Mme Chiara FERRARI, Astronome, Observatoire de la côté d’Azur, Membre du jury
Mme cécile GRY, Astronome, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM), Pôle de l’Étoile, Rapporteur du jury
M. Pierre HILY-BLANT, Maître de conférences, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Université Grenoble Alpes, Rapporteur du jury
Résumé :
Le milieu interstellaire local (MIS) est un système ouvert et complexe, gouverné par les effets combinés de la turbulence, du champ magnétique, de la gravité, et des photons ultraviolets. La quantité croissante de données collectées par les spectromètres de longueurs d’onde radio à l’ultraviolet (UV) ouvre une nouvelle ère où les informations statistiques et chimiques contenues dans les observations peuvent être utilisées de manière concomitante afin de comprendre les rôles spécifiques de ces différents réservoirs d’énergie. Cette thèse vise à comprendre les processus physiques régissant l’évolution du MIS diffus local et sa composition chimique 3D. Pour quantifier les impacts de la densité moyenne, du champ de rayonnement UV, de l’échelle intégrale, de la résolution, du forçage turbulent, du champ magnétique et de la gravité sur les observables, nous avons utilisé des simulations MHD de pointe. L’abundance de l’hydrogène moléculaire est calculée hors équilibre dans la simulation, et un solveur chimique est appliqué en post-traitement pour calculer les abondances chimiques d’autres espèces. Pour comparer les résultats des simulations aux observations, nous proposons une nouvelle version du test de Kolmogorov-Smirnov qui est un outil précieux pour estimer la distance entre deux distributions de probabilité. L’originalité de ce travail est de se concentrer non seulement sur la simulation de grands échantillons de densités de colonne individuelles mais aussi sur leur statistique, c’est-à-dire les probabilités d’occurrence de ces densités de colonne le long de lignes de visée aléatoires. Dans ce travail, nous nous concentrons sur trois observables chimiques : H$_2$, CH$^+$ et CI. Nous constatons que la transition de l’hydrogène atomique à l’hydrogène moléculaire dépend fortement de la densité du plan médian galactique, de la densité des étoiles OB et de l’échelle des nuages diffus neutres. Ces paramètres affectent grandement la distribution des densités de colonne de CH$^+$ qui dépendent également de l’amplitude du forçage turbulent. Si l’action conjointe de l’instabilité thermique et de la turbulence peut reproduire les densités de colonne observées de H, H$_2$ et CH$^+$, elle n’est pas en mesure de reproduire les observations des populations des niveaux de structure fine du carbone neutre. L’approche pour comparer les simulations et les observations présentée dans cette thèse utilise deux observables mais peut être étendue à N dimensions, en utilisant plusieurs observables simultanément.
Summary :
The local interstellar medium (ISM) is an open and complex system, driven by the combined effects of turbulence, magnetic field, gravity, and ultraviolet photons. The rising amount of data collected by spectrometers from radio to ultraviolet (UV) wavelengths opens a new era where the statistical and chemical information contained in the observations can be used concomitantly to understand the specific role of each of these energy inputs. This Ph.D. aims to understand the physical processes governing the evolution of the local diffuse ISM and its 3D chemical composition. To quantify the impacts of the mean density, the UV radiation field, the integral scale, the resolution, the turbulent forcing, the magnetic field, and the gravity on the observables, we used state-of-the-art MHD simulations. The molecular hydrogen abundance is computed on-the-fly in the simulation, and a chemical solver is applied in post-processing to compute the chemical abundances of other species. To compare the results of the simulations to the observational sample, we propose a new version of the Kolmogorov-Smirnov test which is a valuable tool for estimating the distance between two probability distribution functions. The original feature of this work is to not only focus on the simulation of large samples of individual column densities but also on their statistics, meaning the probabilities of occurrence of these column densities along random lines of sight. In this work, we focus on three chemical observables : H$_2$, CH$^+$, and CI. We find that the transition from atomic to molecular hydrogen strongly depends on the Galactic midplane density, the density of OB stars, and the scale of neutral diffuse clouds. These parameters greatly affect the distribution of column densities of CH$^+$ which also depends on the strength of the turbulent forcing. While the joint action of the thermal instability and the turbulence can reproduce the observed column densities of H, H$_2$, and CH$^+$, it is unable to reproduce the observations of the fine-structure level populations of neutral carbon. The approach to compare simulations and observations presented in this Ph.D. uses two observables but it can be extended to N-dimensions, using multiple observables simultaneously.
Composition du jury
M. Andrea CATTANEO, MCF, Observatoire de Paris - LERMA, Directeur de thèse
Mme Françoise COMBES, Professeur Collège de France et Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Jérémy BLAIZOT, Astronome adjoint, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Membre du jury
M. Nicolas PRANTZOS ,Directeur de recherche, Institut d’ Astrophysique de Paris, Membre du jury
M. Samuel BOISSIER ,Directeur de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille , Rapporteur du jury
M. Alessandro BOSELLI, Directeur de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille , Rapporteur du jury
Résumé :
La bimodalité des galaxies est une caractéristique fondamentale de l’Univers, qui se manifeste dans la corrélation entre plusieurs propriétés. Les galaxies avec formation stellaire sont des spirales bleues à faible métallicité. Les galaxies passives sont des elliptiques rouges avec des métallicités beaucoup plus importantes. Les observations montrent que l’appartenance à une catégorie ou l’autre est liée à la masse et l’environnement d’une galaxie, mais les mécanismes physiques qui produisent la bimodalité restent un sujet de débat. Dans cette thèse, j’ai utilisé le modèle semi-analytique GalICS pour étudier les différents mécanismes qui peuvent arrêter la formation stellaire dans les galaxies et leurs effets sur les propriétés d’observation de la population galactique. Pour cela, j’ai développé dans GalICS un modèle détaillé de l’évolution chimique, qui prend en compte les abondances de plusieurs éléments et qui, couplé à un modèle d’évolution spectrale et à un modèle de poussières, permet de prédire les magnitudes et les couleurs des galaxies. Dans la première partie de la thèse, j’ai étudié comment les effets d’environnement contribuent à l’évolution chimique des galaxies satellites. L’étranglement est le processus par lequel le balayage par la pression dynamique du milieu intra-amas dans les amas de galaxies enlève le halo de gaz chaud qui entoure une galaxie satellite. La disparition de ce réservoir entraîne la fin de l’alimentation de la galaxie en gaz par l’environnement. Les galaxies étranglées peuvent atteindre des métallicités très élevées parce que leur milieu interstellaire n’est pas dilué par l’afflux de gaz de faible metallicité. Cependant, je trouve que, même si l’étranglement commence dès qu’une galaxie rentre dans un groupe ou un amas, cela ne suffit pas à expliquer la fraction de galaxies passifs dans la population des galaxies satellites. D’autres mécanismes plus forts, tels que la pression dynamique ou les marées sont nécessaires. Ces mécanismes compromettent pourtant les chances des satellites passives d’atteindre les metallicités observées. Les sursauts de formation stellaire induits par la la pression dynamique ou les marées constituent une manière grâce à laquelle les galaxies peuvent consommer tout leur gaz et atteindre en même temps des metallicités stellaires élevées. Dans la deuxième partie de la thèse, j’ai affronté le problème du rôle des trous noirs supermassifs dans la formation de la population de galaxies rouges massives. Mes résultats sont cohérents avec un scénario évolutif dans lequel la rétroaction du trou noir central devient importante lorsque l’énergie déposée par le trou noir dans le gaz environnant est égale à quatre fois son énergie de liaison gravitationnelle. Passé ce seuil, tout gaz froid dans le milieu intergalactique et circumgalactique est éjecté (ou converti en étoiles dans une flambée de formation stellaire pour le premier), et le gaz chaud environnant est amené à très haute entropie, de sorte que son temps de refroidissement devient très long. Mon travail montre que ce scénario est capable d’expliquer simultanément : 1) la fonction de masse des galaxies ainsi bien que son évolution au cours du temps cosmique, 2) les aspects fondamentaux de la distribution du taux de formation stellaire spécifique et la fraction de galaxies passives en fonction de la masse stellaire, 3) la composition morphologique de la population galactique, 4) la relation entre la masse du trou noir et la masse stellaire pour différents types morphologiques, et 5) la relation entre formation stellaire et morphologie.
Summary :
One of the key components of our Universe is the observed bimodality in the distribution of galaxies, expressed as a pronounced correlation among star formation activity, galaxy morphology, optical color and metallicity. While star-forming galaxies exhibit disc-like morphologies, blue colors and lower metallicities, quiescent galaxies display elliptical morphologies, red colors and high metallicities. Observations have shown that the suppression of star formation (quenching) is a strong function of both galaxy mass and the environment. Yet, the mechanisms involved are still hotly debated. In this thesis, I have used the GalICS semi-analytic model of galaxy formation and evolution to investigate different quenching mechanisms and their observable signatures in the galaxy population. To this end, I have implemented in GalICS a detailed model of chemical enrichment, which predicts the evolution of several elemental abundances, as well as a spectrophotometric model coupled with a dust extinction model to enable the prediction of magnitudes and colours. In the first part of the thesis, I study how environmental processes contribute to the quenching and chemical enrichment of satellite galaxies. Strangulation, i.e. the halt of gas accretion onto satellites, refers to the efficient removal of the hot gas reservoirs of satellite galaxies by the ram-pressure exerted on them as they fall inside massive haloes. Galaxies evolving under strangulation can reach higher stellar metallicities, since their star-forming gas is not diluted by inflows of metal-poor gas. However, I find that even if strangulation begins at the time of entry in a group or cluster, strangulation is not sufficient to reproduce the observed passive fractions of satellites. Stronger quenching mechanisms, such as ram-pressure or tidal stripping of the cold gas within galaxies, are required, but these compromise the chances for passive satellites to enrich to the observed metallicities. Bursts of star formation induced by ram-pressure or tidal interactions provide a channel through which satellite galaxies can simultaneously exhaust their gas reservoirs and reach high stellar metallicities. In the second part, I address the role of feedback from supermassive black holes in the buildup of the passive population at high masses. My results are consistent with an evolutionary scenario in which black-hole feedback becomes important by the time the central black hole has deposited into the surrounding gas an energy equal to about four times its gravitational binding energy. Once that happens, all the cold gas in the interstellar medium or the circumgalactic medium is blown out or converted into stars through a starburst in the case of the former, while the hot gas is brought to a high-entropy state, so that its cooling time becomes very long. My work shows that this scenario can simultaneously explain : 1) the galaxy stellar mass function and its evolution with cosmic time, 2) the key features of the distribution of specific star-formation rate and the fraction of passive galaxies as a function of stellar mass, 3) the morphological makeup of the galaxy population, 4) the relation between black-hole and stellar mass for different morphological types, and 5) the relation between star formation and morphology.