Soutenances de thèse et HDR

Composition du jury

M. Christian BRACCO, Maître de conférences, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Virginie FONTENEAU, MCFHDR, Université Paris-Saclay , Rapporteur du jury
M. Olivier DARRIGOL , Directeur de recherche , Université de Paris ,Rapporteur du jury
M. David AUBIN , Professeur des universités , Sorbonne Université , Membre du jury
Mme Muriel GUEDJ , Professeur des universités , LIRDEF Université de Montpellier 2 , Membre du jury
M. Alain BELTRAN , Directeur de recherche , Université Paris 1 Panthéon Sorbonne , Membre du jury
M. Arnaud LANDRAGIN , Directeur de recherche, Observatoire de Paris , Membre du jury

Résumé :
La deuxième moitié du XIXe siècle voit se développer deux mouvements en lien avec l’électricité. D’une part, les applications pour l’industrie se multiplient, avec les machines électromécaniques (Gramme), l’éclairage électrique (Jablochkoff, Edison) ou la télégraphie sous-marine (câbles transatlantiques). La volonté de promouvoir ces nouvelles branches de l’industrie entraine la formation de nouvelles d’institutions, comme la Société Internationale des Électriciens. D’autre part, différentes théories de l’électromagnétisme sont élaborées, fondées pour certaines sur le concept de milieu de propagation, comme en Grande-Bretagne autour de James C. Maxwell. Ces théories mènent peu à peu à reconsidérer l’importance du champ et le rôle de l’éther comme milieu de propagation. Objet central de ces théories, l’éther reste pour les physiciens une source de questionnements (sur sa nature, sur son entrainement par les corps en mouvement…). Entre application et théorie, une nouvelle classe sociale émerge, celle des ingénieurs électriciens. Confrontés dans leur vie professionnelle aux nouveaux dispositifs électriques, ils possèdent également une formation scientifique de haut niveau leur permettant de comprendre les théories électromagnétiques qui se développent en cette fin de siècle. Mais pour l’utilisation des appareils, les ingénieurs ont avant tout besoin de concepts applicables. L’éther, et les théories qui s’y rapportent, ne correspondent pas a priori à leurs besoins. D’autre part, les enseignements de l’électromagnétisme en France font très souvent appel aux théories plus anciennes de Coulomb ou Ampère. Pour évaluer la place de l’éther dans les connaissances des ingénieurs, il est nécessaire de prendre en compte les différentes voies de formation dans les établissements d’enseignement supérieur, ainsi que l’ensemble des supports de diffusion accessibles aux ingénieurs après leur scolarité. Cette approche permet de montrer que certains ingénieurs peuvent acquérir une bonne connaissance de ces théories et du rôle de l’éther. Nous donnons dans la première partie de notre travail une description des théories électromagnétiques de l’éther de la seconde moitié du XIXe siècle, que nous retrouverons par la suite. Ce descriptif s’étend principalement de 1860, avec les travaux de Maxwell, pour lequel l’éther est un milieu mécanique propageant les perturbations électriques, jusqu’à 1895 et ceux de Hendrik Lorentz, qui suppose la charge électrique liée à la matière et considère l’éther comme un référentiel privilégié. La deuxième partie aborde la formation théorique des ingénieurs dans les grandes écoles (Polytechnique et ses écoles d’application, Centrale…) ou dans les instituts électrotechniques (Montefiore à Liège, Grenoble…). Nous montrons que si l’enseignement de l’électricité arrive rapidement dans certaines écoles, nées avec la dynamique industrielle (École Supérieure de Télégraphie, École Municipale de Physique et Chimie Industrielles…), qui accordent une petite place aux théories récentes de l’électromagnétisme, cette arrivée est plus lente au sein d’établissements plus anciens, ancrés dans les idées du début du siècle. La troisième partie se place dans la continuité des précédentes en traitant des moyens de diffusion divers (journaux, ouvrages, conférences…) par lesquels un ingénieur peut continuer à se former sur les idées théoriques. Dans ces différents supports, les nouvelles théories émergeant à la fin du siècle (Lorentz, Larmor) sont ponctuellement abordées, mais les articles qui en traitent font souvent appel à de bonnes connaissances mathématiques. Si les articles théoriques sont souvent abordés dans les revues de physique (comme le Journal de Physique), on trouve aussi plusieurs articles de haut niveau dans des journaux spécifiquement dédiés à l’électricité, comme La Lumière Électrique. Symbole de cette confluence entre ingénieurs et physiciens, nous nous attacherons aux premiers pas de l’ingénieur des Mines Alfred Liénard.

Summary  :
The second half of the 19th century saw the development of two movements related to electricity. On the one hand, applications for industry are multiplying, with electromechanical machines (Gramme), electric lighting (Jablochkoff, Edison) or underwater telegraphy (transatlantic cables). The desire to promote these new branches of industry leads to the formation of new institutions, such as the International Society of Electricians. On the other hand, different theories of electromagnetism are developed, some on the concept of propagation medium, as in Great Britain around James C. Maxwell. These theories gradually lead to reconsider the importance of the field and the role of ether as the propagation medium. As a central object of these theories, ether remains for physicists a source of questioning (on its nature, on its training by moving bodies, etc.). Between application and theory, a new social class emerges, that of electrical engineers. Confronted in their professional life with new electrical devices, they also have a high-level scientific training allowing them to understand the electromagnetic theories which are developing at the end of the century. But in order to use the devices, engineers first and foremost need applicable concepts. Ether, and the relating theories, do not correspond a priori to their needs. On the other hand, the teachings of electromagnetism in France very often appeal to the older theories of Coulomb or Ampère. To assess the place of ether in the knowledge of engineers, it is necessary to take into account the different training paths in higher education institutions, as well as all the dissemination media available to engineers after their schooling. This approach shows that some engineers can acquire a good knowledge of these theories and the role of ether. We give in the first part of our work a description of electromagnetic theories of ether from the second half of the 19th century, which we will find later. This description extends mainly from 1860, with the work of Maxwell, for which ether is a mechanical medium propagating electrical disturbances, until 1895 and those of Hendrik Lorentz, who assumes the electrical charge related to matter and considers ether as a privileged repository. The second part deals with the theoretical training of engineers in the grandes écoles (Polytechnique and its application schools, Centrale…) or in electrotechnical institutes (Montefiore in Liège, Grenoble…). We show that if the teaching of electricity arrives quickly in certain schools, born with the industrial dynamics (Superior School of Telegraphy, Municipal School of Physics and Industrial Chemistry ...), which give a small place to recent theories of electromagnetism , this arrival is slower in older establishments, anchored in the ideas of the beginning of the century. The third part follows on from the previous ones by dealing with various means of dissemination (journals, books, conferences, etc.) by which an engineer can continue to be trained on theoretical ideas. In these different media, new theories emerging at the end of the century (Lorentz, Larmor) are occasionally discussed, but the articles which deal with them often call for good mathematical knowledge. While theoretical articles are often discussed in physics journals (such as the Journal of Physics), there are also several high-level articles in journals specifically dedicated to electricity, such as La Lumière Électrique. Symbol of this confluence between engineers and physicists, we will focus on the first steps of the Mines engineer Alfred Liénard.

Composition du jury
M. Yann CLENET, Observatoire de Paris, Directeur de thèse,
M. Julien WOILLEZ, ESO , Rapporteur,
M. Romain PETROV , OCA Lagrange , Rapporteur,
Mme Françoise COMBES, Observatoire de Paris - LERMA , Examinatrice
Mme Hélène SOL , Observatoire de Paris - LUTh , Examinatrice
M. Santiago GARCIA-BURILLO , Observatorio Astronómico Nacional (OAN) , Examinateur
M. Damien GRATADOUR ,Observatoire de Paris , Invité

Résumé :
Je présente dans cette thèse une étude du noyau actif de NGC 1068, standard du type Seyfert 2. En utilisant SPHERE et GRAVITY, deux instruments du textitVery Large Telescope permettant d’atteindre une haute résolution angulaire dans l’infrarouge proche, je dresse un portrait multi-échelles de l’objet. La première partie, construite autour d’une observation spectroscopique SPHERE, se focalise sur l’étude des structures à grande échelle formées par les populations stellaires et la région de gaz ionisé. L’étude du continuum d’émission révèle une présence uniforme d’étoiles chaudes dans toute la région ainsi qu’un jeune amas stellaire central dont l’âge est estimé par une comparaison avec un modèle d’évolution de population stellaire. La dynamique de la région de gaz ionisé est également mesurée au travers de nombreuses raies d’émission, dont le comportement Doppler montre un vent bipolaire. La seconde partie, basée sur une observation interférométrique GRAVITY, est dédiée à l’étude de la région la plus interne du tore, où la poussière chauffée par le rayonnement central est à sa limite de sublimation. J’utilise différentes méthodes de complexité croissante pour interpréter les observables interférométriques : des modèles géométriques, des reconstructions d’image, et une modélisation physique en trois dimensions. Le modèle le plus abouti, qui utilise le code de simulation MontAGN pour simuler le transfert radiatif et l’émission infrarouge d’un disque de poussière chauffé par une source centrale, est capable de reproduire convenablement l’ensemble des observables. Il permet entre autres d’obtenir une estimation du rayon interne de la structure, de son épaisseur, de son orientation dans l’espace, de sa densité de poussière, et de l’extinction d’avant-plan. L’orientation de la structure, qui laisse dégagée la ligne de visée vers la source centrale, est surprenante tant au regard de la nature obscurcie du noyau de NGC 1068 que des mesures directes d’orientation des disques aux échelles spatiales juste supérieures. Ce résultat pourrait s’expliquer par la présence d’un disque déformé ou d’un système d’anneaux intriqués possédant des orientations différentes.

Summary :
I present a study of the active nucleus of NGC 1068, archetype of Seyfert 2 galaxies. Using SPHERE and GRAVITY, two near infrared-high angular resolution instruments from the Very Large Telescope, I draw a multi-scale picture of the object. The first part -built around a SPHERE spectroscopic observation- is focused on the study of large-scale structures formed by the stellar populations and the ionized gaz region. The study of the continuum emission reveals a uniform presence of hot stars in the region, as well as a central stellar cluster whose age is estimated from a stellar population evolutionnary model. The dynamics of the ionised gaz is also observed through many emission lines, whose Doppler shift highlights a bipolar wind. The second part -based on a GRAVITY interferometric observation- is dedicated to the study of the inner edge of the torus, where hot dust heated by the central radiation is close to sublimation. I use several methods to interpret and reproduce the observables : geometrical models, image reconstructions, and a physical three dimensional simulation. The most advanced method, which uses the simulation code MontAGN to simulate the radiative transfer and the infrared emission of disk heated by a central source, is able to reproduce correctly all the observables. It provides among other an estimation of the sublimation radius of the structure, its width, its density, its three dimension orientation, its density and the foreground extinction. The orientation of the structure, which is not observed edge-on and does not obscure the central source, is surprising, in regard to both the well-known obscured nature of the nucleus and the direct measurement of the orientation of structures similar scale. This result may be explained by the presence of warped disk or a system of intricated rings with different observations.

Composition du jury
M. Etienne PARIAT , Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Guillaume AULANIER, Astronome , Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
Mme Marianne FAUROBERT ,Professeur , Université côte d’Azur , Rapporteur du jury
M. Dana LONGCOPE ,Professeur, Montana State University, Rapporteur du jury
Mme Chantal STEHLE ,Directeur de recherche émérite , Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Miho JANVIER ,Astronome adjoint , Université Paris-Sud ,Membre du jury
Mme Aurélie MARCHAUDON ,Directeur de recherche, Observatoire Midi Pyrénées, Membre du jury

Résumé :
Les phénomènes spectaculaires que sont les éruptions solaires peuvent impacter les infrastructures humaines. L’évolution technologique de notre société nous rend de plus en plus sensibles à l’activité solaire, ainsi sa prévision devient un enjeu économique croissant. Ma thèse s’inscrit dans le cadre d’un projet de l’Agence Nationale de la Recherche, HeliSol, visant à établir des critères déterministes permettant des prédictions fiables des éruptions solaires. Je me suis intéressé durant ma thèse à une quantité prometteuse liée à la géométrie du champ magnétique : l’hélicité magnétique. Malgré quelques précédents résultats théoriques, analytiques et observationnels, la plaçant au cœur de divers processus liés à l’activité solaire, l’hélicité magnétique reste encore aujourd’hui mal comprise. Mon travail s’est porté en particulier sur l’étude des propriétés d’une décomposition de l’hélicité magnétique : l’hélicité magnétique non potentielle (liée au champ magnétique porteur de courants électriques) et l’hélicité mêlée (contenant le reste de l’information). Tout d’abord, je me suis concentré sur le lien entre l’éruptivité d’un système magnétique et ses hélicités. Via des simulations numériques magnétohydrodynamiques (MHD), j’ai montré que le ratio entre l’hélicité non potentielle et l’hélicité totale possède une valeur seuil au-delà de laquelle une instabilité à l’origine de l’éruption se déclenche systématiquement. Les données magnétiques, issues d’observations, m’ont permis de confirmer le ratio d’hélicité comme marqueur significatif de l’éruptivité de différentes régions actives. Ces analyses reposent sur la production de reconstructions 3D du champ magnétique coronale générées à partir des mesures observationnelles de la distribution 2D du champ magnétique au niveau de la « surface » du Soleil. Comme j’ai pu le démontrer néanmoins, le ratio ne peut être correctement déterminé si le champ magnétique reconstruit ne respecte pas la propriété solénoïdale. J’ai également utilisé des approches analytiques et numériques pour étudier les propriétés des hélicités qui composent le ratio susmentionné. J’ai ainsi proposé un formalisme théorique pour quantifier la non additivité de l’hélicité magnétique. J’ai aussi introduit pour la première fois une expression analytique pour la variation temporelle des hélicités non potentielle et mêlée. Cela m’a permis de montrer que, contrairement à l’hélicité totale, les hélicités non potentielle et mêlée ne sont pas des grandeurs conservées. Leurs évolutions sont dictées d’une part par les flux traversant les frontières, mais également par un transfert d’une forme d’hélicité à l’autre. J’ai de plus démontré, par application des simulations numériques, que ce transfert d’hélicité a un rôle majeur dans la dynamique des hélicités magnétiques durant une éruption solaire. En conclusion, le ratio d’hélicité magnétique mis en évidence pourrait participer au développement de nouveaux outils destinés à la prédiction des éruptions solaires. Plus généralement, mes travaux permettent de mieux appréhender l’évolution des configurations magnétiques responsables des événements actifs de la couronne solaire. Ces recherches peuvent en outre être la base de futures études théoriques sur le lien entre hélicités magnétiques et déclenchement d’éruptions.

Summary :
The spectacular phenomena that are solar eruptions can impact human infrastructures. As we become more and more sensitive to solar activity because of the technological evolution of our society, solar forecasting is a growing economic stake. My thesis is part of the HeliSol research project of the Agence Nationale de la Rercherche. The project aims to establish deterministic criteria allowing reliable predictions of solar eruptions. My thesis focuses on a promising quantity related to the geometry of the magnetic field : magnetic helicity. Despite some previous theoretical, analytical, and observational results, placing it at the core of various processes related to solar activity, magnetic helicity still remains largely unfathomed. More precisely, my work is focused on the study of the properties of a decomposition of magnetic helicity : the non-potential magnetic helicity (linked to the magnetic field carrying electric currents) and the volume-threading magnetic helicity (containing the rest of the information). First, I focused on the link between the eruptivity of a magnetic system and its helicities. Using magnetohydrodynamic (MHD) numerical simulations, I showed that the ratio between non-potential helicity and total helicity has a threshold beyond which an eruption systematically occurrs. Magnetic data obtained from observations allowed me to confirm that the helicity ratio is a significant marker of the eruptivity of different active regions. These analyses are based on the production of 3D reconstructions of the coronal magnetic field generated from observational measurements of the 2D distribution of the magnetic field at the level of the Sun’s « surface ». Nevertheless, as I could demonstrate, the ratio cannot be correctly determined when the reconstructed magnetic field does not respect the solenoidal property. I used analytical and numerical approaches to study the properties of the helicities that constitutes the above-mentioned ratio. I proposed a theoretical formalism to quantify the non-additivity of magnetic helicity. I also derived for the first time an analytical expression for the temporal variation of non-potential and volume-threading helicities. This allowed me to show that, unlike total helicity, non-potential and volume-threading helicities are not conserved. Their evolution is dictated not only by fluxes across boundaries, but also by a transfer from one form of helicity to another. With the help of numerical simulations, I also demonstrated that this helicity transfer has a major role in the dynamics of magnetic helicities during solar eruptions. In conclusion, the highlighted magnetic helicity ratio could be used to develop new prediction tools for solar eruptions. More generally, my work provides a better understanding of the evolution of the magnetic configurations responsible for the active events of the solar corona. These researches could also serve as the basis for future theoretical studies on the link between magnetic helicities and the trigger of solar eruptions.

Composition du jury
M. Jacques LASKAR, DR , Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Agnès FIENGA ,Astronome , Géoazur , CoDirecteur de these
M. Éric GOURGOULHON ,Directeur de recherche , LUTH, Membre du jury
M. Clifford WILL ,Distinguished Professor , University of Florida , Membre du jury
M. Sergei KLIONER ,Professeur, Lohrmann Observatory Technische Universität Dresden, Rapporteur du jury
M. Jean-Philippe UZAN ,Directeur de recherche , Institut d’Astrophysique de Paris , Rapporteur du jury

Résumé :
Nous contraignons des théories alternatives à la relativité générale en utilisant les éphémérides planétaires INPOP. D’abord, nous donnons les conditions de réalisation de telles contraintes. Nous montrons qu’il est crucial d’ajuster tous les paramètres d’INPOP en même temps que l’on contraint les paramètres de la théorie alternative à tester, sous peine de surestimer grandement la force de la contrainte (de plus d’un ordre de grandeur dans un cas que nous testons). Nous donnons un critère statistique général permettant de contraindre ces théories alternatives. Nous montrons un exemple d’application de ce test à la contrainte de la possible position de la planète P9 dans le système solaire. Ensuite nous contraignons la masse du graviton avec l’éphéméride planétaire INPOP. La contrainte la plus récente et la plus forte (obtenue avec INPOP19a) est : m_g < 3.62×10^-23 eV/c2 ou λ_g > 3.43 × 10^13 km avec un degré de confiance de 99.7%. Enfin, nous contraignons la théorie du dilaton léger (ou sans masse). Nous dérivons cette théorie à partir d’une action. C’est une théorie tenseur-scalaire avec couplage non universel à la matière, ce qui donne lieu à une violation du principe d’équivalence faible. Nous donnons des contraintes sur les paramètres de couplage du dilaton sous forme de distributions de ces paramètres.

Summary :
We constrain alternative theories to general relativity using the planetary ephemeris INPOP. First, we give the conditions for achieving such constraints. We show that it is crucial to fit all the parameters of INPOP at the same tame as we constrain the parameters of the theory to be tested.If it is not the case, the strength of the constrain can be overestimated – by more than one order of magnitude in a case we work on. We give a general statistical criterion making it possible to constrain these alternative theories. We show an example of applying this test to the constraint of the possible position of the planet P9 in the solar system. Then we constrain the mass of the graviton with the planetary ephemeris INPOP. The most recent and strongest constraint (obtained with INPOP19a) is : m_g < 3.62×10^-23 eV/c2 or λ_g > 3.43 × 10^13 km with a degree of confidence of 99.7%. Finally, we constrain the theory of the light (or massless) dilaton. We derive this theory from an action. It is a tensor-scalar theory with non-universal coupling to matter, which violates the weak equivalence principle. We give constraints on the coupling parameters of the dilaton in the form of distributions of these parameters.

Composition du jury
M. Philippe SALOMÉ, Observatoire de Paris, LERMA , Directeur de thèse
Mme Françoise COMBES , Collège de France, Observatoire de Paris, LERMA , Co-directrice de thèse
M. Carlos DE BREUCK , European Southern Observatory , Rapporteur
M. Ricardo DEMARCO , University of Concepción , Rapporteur
Mme Pascale JABLONKA, Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, Observatoire de Sauverny , Examinatrice
M. Thierry CONTINI , Observatoire Midi-Pyrénées, IRAP , Examinateur
Mme Hélène SOL , Observatoire de Paris, LUTH, Examinatrice
M. Stephen HAMER , University of Bath, Invité

Résumé :
Le modèle classique de refroidissement-flux échoue en l’absence d’un mécanisme de chauffage externe non gravitationnel nécessaire pour compenser le refroidissement radiatif catastrophique dans le milieu intracluster (ICM) des amas de galaxies. La rétroaction d’un noyau galactique actif (AGN) contribue à compenser le refroidissement à travers des bulles gonflées par des jets radio lancés à partir de trous noirs massifs. Cependant, il ne peut pas compenser complètement le refroidissement, car les galaxies à amas les plus brillantes (BCG) abritent des réservoirs de gaz chauds ( 10^4 K) et froids (<10^4 K) de gaz, dont la nature physique reste inconnue. Le but de cette thèse est de comprendre le cycle de vie du gaz en présence de rétroaction AGN radio-mécanique en étudiant le réseau filamentaire entourant les galaxies les plus proches des clusters les plus brillants et les galaxies des groupes les plus brillants (BGG). Nous présentons 15 amas de galaxies et 18 groupes de galaxies pour étudier l’origine et l’état physique de ces filaments gazeux. En combinant les observations ALMA, MUSE et l’archivage de optique Hubble Space Telescope, Chandra, de radio VLA, d’observations GMRT, nous avons assemblé une image complète de ces filaments énigmatiques. Les BCG révèlent des réseaux étendus, 10-60 kpc, de filaments Halpha à la suite du refroidissement résiduel de l’ICM chaud. Les observations ALMA montrent des filaments moléculaires, massifs, 10^8-10^10 Mo, préférentiellement situés sous les bulles radio gonflées par l’AGN. La nébuleuse optique trace certainement les enveloppes chaudes des filaments moléculaires froids. Étonnamment, le profil radial du rapport de flux Halpha/CO est à peu près constant pour la plupart des objets, révélant que du gaz froid pourrait être présent dans les filaments les plus faibles détectés dans H$alpha$, et indiquant qu’un processus local doit être responsable du mécanisme d’excitation du gaz. Pour rechercher où le gaz froid s’est condensé hors de l’ICM, nous comparons l’étendue radiale des filaments avec les prévisions des simulations numériques. Nous avons constaté que les filaments sont toujours à l’intérieur de la région à faible entropie, et où le rapport du temps de refroidissement sur le temps de chute libre est minimum, et de même, où le rapport du temps de refroidissement au temps de rotation des tourbillons est approximativement égal à l’unité . Cela peut être cohérent avec les prédictions théoriques, selon lesquelles le gaz froid pourrait se condenser du refroidissement de l’ICM via la cascade descendante par le biais d’instabilités thermiques. Enfin, nous avons constaté que la vitesse du gaz moléculaire est inférieure à la vitesse d’échappement du BCG, ce qui indique que les nuages ; froids doivent ensuite retomber sur le trou noir, alimentant le moteur central, où le cycle recommence. En étendant l’échantillon, y compris 18 groupes de galaxies, nous explorons une gamme de masses intermédiaires entre les galaxies individuelles et les amas massifs, offrant une avenue passionnante pour étudier le cycle de vie du gaz et l’effet de la rétroaction AGN. Nos observations MUSE révèlent des gaz ionisés distribués principalement dans des structures filamenteuses, 3-14 kpc, mais des disques et des anneaux rotatifs massifs sont également identifiés, par rapport aux amas de galaxies où les filaments sont omniprésents. L’exaltation du gaz semble être dominée par les LINERS ; cependant, la formation d’étoiles est identifiée dans les anneaux touffus. Des informations spatiales et cinématiques de la phase moléculaire sont nécessaires pour comprendre entièrement le scénario évolutif du cycle du gaz. Nos observations NOEMA d’une source de disque révèlent que ces deux phases de température sont cospatiales et en mouvement, ce qui pourrait suggérer une origine commune.

Summary :
The classical cooling-flow’ model fails in the absence of an external non-gravitational heating mechanism needed to offset catastrophic radiative cooling in the intracluster medium (ICM) of galaxy clusters. Feedback from an active galactic nuclei (AGN) contributes to offset the cooling through bubbles inflated by radio jets launched from massive black holes. However, it cannot completely offset the cooling, as the brightest cluster galaxies (BCGs) harbors extended warm ($sim$10$^4$,K) and cold gas (<10$^4$,K) reservoirs of gas, whose physical nature remains unknown. The aim of this thesis is to understand the life-cycle of gas in the presence of radio-mechanical AGN-feedback by studying the filamentary network surrounding nearby Brightest Cluster Galaxies and Brightest Group Galaxies (BGGs). We present 15 galaxy clusters and 18 galaxy groups to investigate the origin and physical state of these gaseous filaments. By combining ALMA, MUSE observations, and archive optical textitHubble Space Telescope, X-ray textitChandra, radio VLA, GMRT observations, we have assembled a comprehensive picture of these enigmatic filaments. BCGs reveal extended networks, 10—60 kpc, of H$alpha$ filaments as a consequence of residual cooling from the hot ICM. ALMA observations show clumpy, massive, 10$^8$—10$^10$ M$_odot$, molecular filaments, preferentially located beneath the radio bubbles inflated by the AGN. The optical nebula is certainly tracing the warm envelopes of cold molecular filaments. Surprisingly, the radial profile of the H$alpha$/CO flux ratio is roughly constant for most of the objects, revealing that cold gas could be present in the faintest filaments detected in H$alpha$, and indicating that a local process must be responsible for the excitation mechanism of the gas. To investigate where the cold gas condensed out from the ICM, we compare the radial extent of the filaments with predictions from numerical simulations. We found that the filaments are always inside the low-entropy region, and where the ratio of the cooling time over the free-fall time is minimum, and similarly, where the ratio of the cooling time to the eddy-turnover time is approximately unity. This may be consistent with theoretical predictions, which argue that cold gas might condense from the cooling of the ICM via the top-down cascade through thermal instabilities. Finally, we found that the velocity of the molecular gas is below the escape velocity of the BCG, indicating that cold clouds must then fall back onto the black hole, feeding the central engine, where the cycle starts again. By extending the sample, including 18 galaxy groups, we explore an intermediate-mass range between individual galaxies and massive clusters, offering an exciting avenue to study the life-cycle of gas and the effect of AGN-feedback. Our MUSE observations reveal ionized gas distributed on principally within filamentary structures, 3—14 kpc, but massive rotating disks and rings are also identified, in comparison to galaxy clusters where the filaments are ubiquitous. The exaltation of gas appears to be dominated by LINERS ; though, star-formation is identified within the clumpy rings. Spatial and kinematic information of the molecular phase is required to understand the evolutionary scenario of gas cycling entirely. Our NOEMA observations of a disk source reveal that these two temperature phases are cospatial and comoving, which might hint a common origin. Significant progress has been made in the understanding of the origin of the filamentary structures in galaxy clusters and groups by increasing the size of the sample. However, many questions remain in the inkwell. Future high-spatial and spectral resolution facilities, such as Athena satellite, will yield a more complete view of the nature of the gas.

Composition du jury
Mme Susanna, VERGANI ,Directeur de recherche, Observatoire de Paris ,Directeur de these
Mme Roser PELLO ,Astronome , Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Rapporteur du jury
Mme Laura PENTERICCI ,Etranger avec équivalence HDR, INAF, Osservatorio Astronomico di Roma ,Rapporteur du jury
M. Hakim ATEK ,Chargé de recherche ,Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS/Sorbonne Université , Membre du jury
M. Ruben SALVATERRA ,Etranger avec équivalence HDR , INAF-IASF Milano , Membre du jury
M. Samuel BOISSIER ,Directeur de recherche , Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Membre du jury
Mme Francoise COMBES, Astronome , Observatoire de Paris , Membre du jury

Résumé :
Les sursauts-gamma (GRBs) sont parmi les événements cosmiques les plus brillants. Ces flashs de photons gamma de courte durée sont suivis d’une rémanence brillante observable des rayons X aux ondes radio. La classe des sursauts-gamma longs (LGRBs) est associée à la mort d’étoiles massives. Les LGRBs se produisent généralement dans des galaxies peu brillantes avec des taux de formation stellaire spécifiques élevés et des environnements à métallicité inférieure à la métallicité solaire. Leurs hôtes pourraient être représentatifs de la population de galaxies présente à l’époque de la réionisation, encore mal connue. L’utilisation des LGRBs comme sondes des galaxies dans l’Univers distant offre des avantages uniques : (i) le flash de photons gamma nous permet de détecter des galaxies à tous décalages spectraux indépendamment de leurs propriétés d’émission ; (ii) grâce à leur forte luminosité, les LGRBs peuvent être utilisés comme des phares capables de révéler le milieu interstellaire (MIS) des galaxies même les plus faibles et les plus éloignées, en apportant des détails inaccessibles autrement ; (iii) la rémanence des LGRBs s’estompe rapidement, permettant l’étude des galaxies hôtes. Le but de cette thèse est d’utiliser les LGRBs pour étudier certaines des propriétés des galaxies à formation d’étoiles, distantes et faibles. Pour cela, je combine les informations sur le MIS obtenues par les raies d’absorption présentes dans les spectres de rémanence à celles du gaz ionisé obtenues par les raies d’émission de la galaxie hôte. De plus, j’approfondie l’interprétation des données à l’aide de simulations numériques. La première partie de cette thèse montre que les LGRBs sont des outils puissants pour détecter l’échappement de photons ionisants de galaxies très faibles et caractériser les voies par lesquelles cela se produit. Je présente les résultats de l’observation d’émission LyC dans le spectre de rémanence d’un LGRB nouvellement découvert. Cette détection est complétée par les observations de deux autres galaxies hôtes de LGRBs pour lesquelles un échappement de LyC est connu, afin de déterminer leur fraction d’échappement en LyC et de comparer leurs propriétés. Les fractions d’échappement calculées le long de la ligne de visée du LGRB sont élevées, et augmentent le nombre de détections des émetteurs LyC, en particulier à des magnitudes absolues très faibles. La deuxième partie de mon travail est consacrée à l’étude de la population des galaxies hôtes de LGRB étant émetteurs Lyman-alpha (LAE). Je mets à jour le recensement de ces galaxies en fournissant une compilation de toutes les détections disponibles, et en déterminant les statistiques de LAEs à partir d’échantillons spectroscopiques de galaxies hôtes de LGRB et de rémanences. A partir de cette étude, je sélectionne un sous-échantillon de quatre galaxies pour lesquelles on peut mesurer les principaux paramètres nécessaires pour contraindre le modèle de coquille utilisé pour interpréter la raie d’émission Lyman-alpha. Le modèle donne des résultats inconsistents pour les LGRB-LAEs qui présentent les densités de colonne d’hydrogène neutre les plus élevées, pourtant typiques des hôtes de LGRB et des LGRB-LAEs. Ce résultat amène à une interprétation des informations sondées le long de la ligne de visée des LGRBs et de l’échappement des photons \Lya. Enfin, ces résultats sont approfondis à travers la simulation numérique d’une galaxie à z=3 ayant des propriétés typiques des galaxies hôtes de LGRB. Je trouve que les photons Lyman-alpha s’échappent de plusieurs régions au sein de la galaxie plutôt que d’une seule région dominante jeune et active qui pourrait héberger le LGRB. Cette thèse montre que les observations de la rémanence des LGRBs et de leur galaxie hôte sont des outils puissants permettant d’explorer les propriétés des galaxies faibles et distantes.

Summary :
Gamma-ray bursts (GRBs) are among the brightest cosmic events. These short-lasting (few seconds) flashes of gamma-ray photons are followed by a bright transient afterglow observable from the X-ray to the radio wavelengths. The class of long GRBs (LGRBs) is associated with the death of massive stars. LGRBs occur typically in faint galaxies with high specific star formation rates and sub-solar metallicity environments. Their hosts could be representative of the bulk of the galaxy population at the epoch of reionisation, which is still poorly known. LGRBs as probes of galaxies in the high-redshift Universe offer some unique advantages : (i) the flash of gamma-ray photons pinpoints galaxies at all redshifts independently of their emission properties ; (ii) due to their exceptional brightness, LGRB afterglows can be used as distant lighthouses able to unveil the interstellar medium (ISM) of even the faintest and most distant galaxies, with details inaccessible otherwise ; (iii) the LGRB afterglow emission fades quite quickly, enabling the study of LGRB host galaxies. The aim of this PhD thesis is to use LGRBs to study and interpret some of the properties of faint, high-redshift, star-forming galaxies. To this purpose, I combine the information on the ISM obtained through the absorption lines present in the afterglow spectra to that of the ionised gas obtained from the emission lines in the host galaxy spectra. Moreover, I use numerical simulations to push further the interpretation of the data. The first part of this thesis shows that LGRB afterglows are powerful tools to detect Lyman continuum (LyC) leakage from very faint galaxies and to characterise the pathways of ionising photon escape. I present the results on the observations of LyC emission in the afterglow spectrum of a recently discovered LGRB. I add to my analyses the two other previously known LyC-LGRBs emitters, in order to determine their LyC escape fraction and to compare their properties. The escape fractions calculated along the LGRB sightline of the three host galaxies are substantial and increase the statistics of the rarely detected LyC leakers, especially at really faint absolute magnitude. The second part of this thesis is dedicated to the study of the population of LGRB host galaxies being Lyman alpha emitters (LAEs). I update the census of LAE-LGRB host galaxies by providing a compilation of all available detections, and by determining the LAE statistics from spectroscopic samples of LGRB host galaxies and afterglows. I compare the LAE-LGRB properties to those of LAE samples in the literature. Furthermore, I select a sub-sample of four LAE-LGRBs for which it is possible to measure the main parameters needed to constrain the shell-model fitting of the Lyα emission line. The model gives inconsistent results for the LAE-LGRBs with the highest HI column densities, which are typical of LGRB hosts and LAE-LGRBs. This might suggest that LGRB sightlines may not be representative of the more global pathways of Lyα escape. It could also imply that the detected Lyα emission does not predominantly escape from the young star-forming regions, rich of massive stars, where LGRBs take place. I investigate these results through simulations by using a simulated galaxy at z=3 with properties typical of LGRB hosts. I find that the Lyα photons escape from multiple regions within the galaxy rather than from a dominant, young star-forming region likely hosting a LGRB. This thesis highlights that observations of LGRB afterglows and host galaxies are powerful tools to explore the properties of faint and distant galaxies.

Composition du jury
M. Milan MAKSIMOVIĆ, Directeur de recherche , Observatoire de Paris , Directeur de these
M. Christian VOCKS, Senior Researcher , Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) , Rapporteur du jury
Mme Haihong CHE, Assistant professor, University of Huntsville-Alabama, Rapporteur du jury
M. Simone LANDI, Professeur , Physics and Astronomy Department, University of Florence / INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri , Directeur de thèse
Mme Laurence RéZEAU, Professeur , LPP- Sorbonne Université Membre du jury
M. François LEBLANC, Directeur de recherche , LATMOS , Membre du jury
M. Marco ROMOLI, Professeur, Université de Florence , Membre du jury
M. Luca DEL ZANNA, Professeur , Université de Florence, Membre du jury

Résumé :
Les électrons du vent solaire, dont ils sont les composants les plus légers, n’ont pas été étudié d’une manière aussi poussée que les protons et autres ions positifs bien plus massifs, qui représentent la quasi totalité de la masse du vent solaire, transportant la plus grande partie de sa quantité de mouvement. Mais précisément de par leur faible masse, les électrons sont d’une grande importance pour la dynamique global du vent solaire. Cette faible masse leur permet d’atteindre de grandes vitesses thermiques, qui dés la couronne solaire dépassent largement la vitesse de libération du Soleil. Ces électrons très rapides sont responsables d’une part de l’accéleration du vent solaire, en accélérant les espèces positivement chargées via le champ électrique ambipolaire, qui préserve la quasi-neutralité du plasma interplanétaire. Durant l’expansion du vent solaire, les effets cumulés des collisions Coulombiennes, du champ électrique ambipolaire et des interactions entre particules et champs électromagnétiques façonnent les fonctions de distribution des vitesses (FDV) des particules, qui le plus souvent diffèrent d’une simple distribution Maxwellienne.Les FDV des électrons du vent solaires sont habituellement modélisées à l’aide de trois composantes : le emphcoeur, dense, présent à faible énergie, le emphhalo, quasi-isotrope et le faisceau du emphstrahl, tout deux dominant les électrons de plus haute énergie. Cette thèse a pour objectif d’étudier le comportement de ces populations d’électrons, dans le but d’améliorer notre compréhension des phénomènes physiques se produisant lors l’expansion du vent solaire, ainsi que notre connaissance de la couronne solaire. Dans ce but, les données expérimentales de la mission Helios ont été revisitées, en parallèle de l’analyse des données récentes de la sonde Parker Solar Probe (PSP). En outre, de manière à interpréter les conditions du vent solaire à son origine, basé sur ses données in-situ, nous utilisons une approche numérique, un modèle intégralement cinétique du vent solaire tenant compte des collisions binaires entre particules (BiCoP). Nous nous concentrons particulièrement sur les électrons rapides de la composante du strahl, qui de par leur importante vitesse dans la direction opposée au Soleil pourraient préserver l’information qu’ils ont à leur origine à propos de la couronne solaire. S’écoulant dans un champ magnétique interplanétaire plus faible, ces électrons composant le strahl sont focalisés à mesure que la distance au Soleil augmente, une focalisation à laquelle s’opposent cependant différents mécanismes de dispersion. Dans les données collectées dans l’environement proche du Soleil par la sonde PSP, nous trouvons un type de vent solaire pour lequel les électrons du strahl peuvent être disperés uniquement par les collisions Coulombiennes, nous permettant une comparaison directe entre les FDV expérimentales et les FDV simulées par le modèle BiCoP. Les résultats de ce dernier lorsque les électrons de la couronne solaire sont distribués selon une Maxwellienne reproduisent plus fidèlement les FDV obervées expérimentalement, qui ne présentent aucune queue de distribution de type Kappa. Dans les résultats numériques, la température parallèle du strahl ($T_s,parallel$) augmente légèrement en raison des collisions Coulombiennes durant l’expension, atteignant jusqu’à 115 % de la température des électrons dans la couronne solaire.

Summary  :
The solar wind electrons, as the lightest constituents of the solar wind, have not been as widely studied as the heavier solar wind protons and other positive ions, carrying nearly all of the solar wind mass and momentum. In contrast, electrons are important for the global dynamics of the solar wind precisely due to their low mass that allows high electron thermal speeds, which already in the solar corona reach way above the escape speed of the Sun. These fast electrons are responsible for part of the solar wind acceleration exerted on the positive charged solar wind species through the ambipolar electric field, which preserves the quasi-neutrality of the interplanetary plasma. During the solar wind expansion, an interplay between Coulomb collisions, ambipolar electric field, magnetic moment conservation and electro-magnetic field-particle interactions, shapes the solar wind particle velocity distribution functions (VDFs), which often depart from a simple Maxwellian VDF. Electron VDFs in the solar wind are usually modelled by three components : a dense emphcore present at lower electron energies, and a close to isotropic emphhalo and a beam-like emphstrahl, which both dominate higher electron energies. The goal of this thesis is to investigate the behaviour of these separate electron populations in order to gain new insight on the physical phenomena taking place during the solar wind expansion, as well as on the state of the solar corona. For this purpose, we have revisited data from the Helios mission, alongside the analysis of the novel Parker Solar Probe (PSP) data. To be able to relate the in-situ solar wind data to the conditions at its origin, we additionally make use of a numerical approach, a fully kinetic model of the solar wind accounting for magnetic moments conservation, ambipolar electric field, and binary collisions between particles (BiCoP). We focused especially on the fast streaming strahl electrons, which are, due to their high anti-sunward directed velocities, believed to preserve the information about the solar corona. Expanding in a weaker interplanetary magnetic field (IMF), the strahl electrons experience focusing with increasing radial distance. This focusing is however counteracted by various scattering mechanisms. In the near-Sun PSP observations we found a solar wind type, where the strahl electrons could be scattered solely by Coulomb collisions, thus allowing a direct comparison between the experimental VDFs and the numerical VDFs. The model runs assuming a Maxwellian corona were found to better reproduce the observed VDFs, which showed no signs of Kappa-like energy tails. The strahl parallel temperature ($T_s,parallel$) was found to increase slightly due to Coulomb collisions during expansion, therefore reaching up to 15 % above the temperature of the electron in the solar corona.

Composition du jury
Mme Simona MEI, Professeur Université de Paris, Directeur de these
M. Olivier ILBERT, Astronome adjoint , Laboratoire D’astrophysique De Marseille (LAM), Membre du jury
Mme Micol BOLZONELLA, Staff research astronomer , Osservatorio di astrofisica e scienza dello spazio di Bologna, Membre du jury
Mme Bianca POGGIANTI, Directeur de recherche , University of Padova, Rapporteur du jury
M. Vincenzo MAINIERI, Full Astronomer , European Southern Observatory (ESO), Rapporteur du jury
M. Jacques LE BOURLOT, Professor Université Paris, Membre du jury

Résumé  :
Je présente mes travaux sur le développement d’un pipeline Python pour déduire la SMF des galaxies en amas, en utilisant la méthode 1/Vmax et en ajustant la SMF avec un modèle (variations de la fonction de Schechter), pour la future mission Euclid. Je teste le pipeline et déduire la SMF et l’ajustement de la SMF des galaxies simulées du Flagship et des galaxies COSMOS2015 sur la plage de redshift 0.2 < z < 2.5. Je développe un code Python pour ajuster la SMF et obtenir les paramètres les mieux adaptés du modèle et leurs incertitudes, en utilisant le MCMC. J’analyse l’évolution de la SMF et de la densité de masse stellaire, et je montre l’évolution de la SMF en fonction de la masse de l’échantillon complet de COSMOS2015, l’accentuation du genou de la SMF à l’extrémité haute de la gamme de masse élevée autour de la masse stellaire caractéristique M*. La SMF des galaxies formatrices d’étoiles de COSMOS2015 montre une évolution modeste, tandis que la SMF du sous-échantillon inactives de COSMOS2015 montre un assemblage de masse des galaxies de masse faible et intermédiaire à z < 1, ce qui correspond à l’effet de downsizing. J’ai divisé l’échantillon de formation d’étoiles en galaxies de haute et moyenne activité. La formation d’étoiles de haute activité migre vers les galaxies de faible masse à z < 1. La majeure partie de l’assemblage de masse stellaire des galaxies se produit à l’époque 1 < z < 2.5. Après cette phase active, l’assemblage de masse stellaire des galaxies ralentit, ce qui correspond à une baisse du SFR cosmique et du contenu en gaz des galaxies à z< 1. Les galaxies inactives ont assemblé leur masse sensiblement sur la plage de redshift 1 < z < 2.5, après quoi leur densité de masse stellaire a dépassé la densité des galaxies à formation d’étoiles à z 0.75. Cela implique que les mécanismes d’extinction étaient très efficaces à cette époque. Mon travail se concentre également sur la dérivation du gaz moléculaire et de la formation d’étoiles des galaxies en amas à z 1.5. Je présente les observations de l’émission synchrotron continue, la détection du gaz moléculaire au cœur de l’amas CARLA J1103+3449 à z 1.44 avec NOEMA, et l’estimation du SFR et d’autres propriétés des membres de l’amas. Je présente la détection d’une émission continue étendue à 94.48 GHz dans le noyau de l’amas, avec les pics les plus brillants et les plus faibles aux positions du RLAGN et du lobe est, respectivement. Le flux continu associé au RLAGN, aux lobes est et ouest est Sc = 4.6 +/- 0.2 mJy, Sc = 1.1 +/- 0.2 mJy et Sc = 0.8 +/- 0.2 mJy, respectivement. Je calcule l’indice spectral total a = 0.92 +/- 0.02. Je présente les observations de deux lignes d’émission de CO(2-1) dans le centre de l’amas CARLA J1103+3449, qui correspondent à deux régions étendues. La position du pic d’émission rouge est au sud-ouest du RLAGN, et il englobe le RLAGN et la galaxie compagnon, tandis que le pic d’émission bleu est au sud-est du RLAGN et n’a pas de contrepartie optique. Les masses moléculaires des gaz des composantes bleue et rouge sont respectivement de Mg = 1.9 +/- 0.3 x 10^10 Mo et Mg = 2.0 +/- 0.3 x 10^10 Mo. Je discute plusieurs hypothèses sur l’origine de ce réservoir de gaz moléculaire, dont la plus raisonnable est l’hypothèse du refroidissement du gaz, soit par l’ICM chaud, soit par le gaz chaud de faible entropie soulevé par les jets d’AGN. Je montre les limites supérieures de la masse de gaz moléculaire, le SFR et d’autres propriétés des membres du groupe. Pour la galaxie hôte RLAGN, je suppose une contribution stellaire au flux Ha total dans la gamme de 20 à 100 %, et trouve un SFR de 30 à 140 Mo/an, ce qui correspond aux galaxies à formation d’étoiles MS, tandis que les SFR des autres membres de l’amas sont inférieurs à la MS, ce qui suggère un impact de l’environnement. Cette thèse est basée sur, ou contient du matériel ou des résultats non publics du Consortium Euclide qui n’ont pas encore été approuvés par le Consortium Euclide.

Summary  :
I present my work on developing a Python pipeline for deriving the stellar mass function (SMF) of cluster galaxies, using the 1/Vmax method and fitting the SMF with a chosen model (variations of the Schechter function), for the upcoming Euclid Mission. I test the pipeline and derive the SMF and SMF fit of the Flagship mock galaxies and COSMOS2015 galaxies over the redshift range 0.2 < z < 2.5, i.e. the redshift range covered by the future Euclid Mission. I develop a Python code for fitting the SMF and obtaining the best-fit parameters of the model and their uncertainties, using the MCMC. I analyze the evolution of the SMF and stellar mass density, and show the mass-dependent evolution of the SMF of COSMOS2015 full sample, sharpening of the knee of the SMF at the high-mass end around the characteristic stellar mass M*. The SMF of COSMOS2015 star-forming galaxies shows modest evolution, whereas the SMF of COSMOS2015 quiescent subsample shows mass assembly of low and intermediate-mass galaxies at z < 1, consistent with the downsizing effect. I split the star-forming sample into high and intermediate activity galaxies. The high activity star-formation migrates to low-mass galaxies at z<1. Most of the stellar mass assembly of galaxies occurs during the epoch 1 < z < 2.5. After this active phase, the stellar mass build-up of galaxies slows down, consistent with a drop of the cosmic SFR and gas content of galaxies at z< 1. Quiescent galaxies have assembled their mass substantially over the redshift range 1 < z < 2.5, after which their stellar mass density surpassed the density of star-forming galaxies at z 0.75. This implies that quenching mechanisms were very efficient during this epoch. The focus of my work is also on deriving the molecular gas content and star formation of cluster galaxies at z 1.5. I present the observations of the synchrotron continuum emission, detection of molecular gas structure in the core of the CARLA J1103+3449 cluster at z 1.44 with NOEMA, and estimation of the SFR and other properties of the cluster members. I present the detection of an extended continuum emission at 94.48 GHz in the cluster core, with the brighter and fainter peaks at the positions of the RLAGN and eastern lobe, respectively. The two continuum components correspond to the two radio lobes, implying a connected physical origin. The continuum flux associated with the RLAGN, the eastern and western lobes are Sc = 4.6 +/- 0.2 mJy, Sc = 1.1 +/- 0.2 mJy and Sc = 0.8 +/- 0.2 mJy, respectively. I calculate the total spectral index a = 0.92 +/- 0.02. I present observations of two CO(2-1) emission lines in the CARLA J1103+3449 cluster center, which correspond to two extended regions. The position of the red emission peak is south-west of the RLAGN, and it encompasses the RLAGN and companion galaxy, while the blue emission peak is south-east of the RLAGN and does not have an optical counterpart. The molecular gas masses of the blue and red components are Mg = 1.9 +/- 0.3 x 10^10 Mo and Mg = 2.0 +/- 0.3 x 10^10 Mo, respectively. We discuss several hypotheses on the origin of this molecular gas reservoir, of which the most reasonable is the gas cooling hypothesis, either from the hot ICM, or the hot low-entropy gas uplifted by the AGN jets. I show the molecular gas mass upper limits, SFR and other properties of the cluster members. For the RLAGN host galaxy, we assume a stellar contribution to the total Ha flux in the 20-100% range, and find SFR=30-140 Mo/yr, consistent with the MS star-forming galaxies, while the SFR of the other cluster members are below the MS, suggesting an impact of the environment. This thesis is based on, or contains non-public Euclid Consortium material or results that have not yet been endorsed by the Euclid Consortium.

Composition du jury
M. Philip TUCKEY, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Saïda GUELLATI, Professeur des universités, LKB - CNAM, Rapporteur du jury
M. Frédéric DU BURCK, Professeur des universités, LPL - Université Sorbonne Paris Nord, Rapporteur du jury
Mme Chantal STEHLE, Directeur de recherche, LERMA - Observatoire de Paris - PSL, Membre du jury
Mme Martina KNOOP, Directeur de recherche, PIIM, Université Aix-Marseille et MITI, Membre du jury
M. Thomas LéVEQUE, Ingénieur CNES, Membre du jury
M. Jean-Pierre WALLERAND, Ingénieur Laboratoire Commun de Métrologie LNE-CNAM, Membre du jury
M. Ouali ACEF, Ingénieur de recherche, CNRS, SYRTE Observatoire de Paris, CoDirecteur de these

Résumé :
Cette thèse porte sur le développement d’un dispositif laser à 1,54 µm, triplé en fréquence et stabilisé en fréquence sur une transition hyperfine de l’iode moléculaire au voisinage de 514 nm. Une partie importante de ce travail est consacrée au triplage de fréquence (w→3w) de la source IR, ainsi qu’à la modulation en phase de la radiation IR (w), pour sonder la vapeur moléculaire d’iode dans le vert (3w). La spectroscopie sub-Doppler de l’iode implique une modulation de phase par un électro-optique, un asservissement le la puissance optique par un modulateur acousto-optique et deux cristaux non linéaires cascadés en Niobate de lithium. Une puissance harmonique supérieure à 100 mW a été générée à 514 nm, à partir d’une puissance fondamentale inférieure à 1Watt à 1,54 µm. Le banc laser est totalement fibré. La puissance électrique totale nécessaire pour réaliser les opérations de modulation de phase et d’amplitude, ainsi que le triplage de fréquence est inférieure à 30 W. Ce dispositif laser permet de fournir simultanément trois radiations intenses, stabilisées en fréquence, à 1,54 µm, 772 nm et 514 nm. La seconde partie du dispositif est un banc de spectroscopie laser très compact qui est basé sur une courte cellule en quartz scellée, contenant une vapeur d’iode moléculaire. Une puissance optique < 10 mW dans le vert est suffisant pour détecter les transitions hyperfines de l’iode, de grand facteur de qualité au voisinage de 514 nm (Q > 2x109). Une stabilité de fréquence de 3 x 10-14 τ-1/2 avec un minimum de 4 x 10-15 à 200 s a été démontrée dans le cadre de cette étude par une modulation de phase dans le vert. Dans le cas d’une modulation de phase dans l’infrarouge, une stabilité de fréquence de 4.7 x 10-14 τ-1/2 a été obtenue. Cette étude a permis d’identifier les points clés permettant de mettre en place dans le futur proche, un dispositif laser stabilisé, totalement fibré, d’un volume < 10 litres. Une limitation de la stabilité de fréquence à moyen terme, importante et inattendue dû au champ magnétique environnant a été mise en évidence, au niveau de 10-15/mGauss. Ce développement pourrait répondre aux besoins de nombreux projets spatiaux nécessitant des liens optiques ultrastables en fréquence, inter-satellites ou bord-sol, pour la géodésie spatiale (GRICE), la mesure du champ gravitationnel terrestre (GRACE FO, NGGM), la détection d’ondes gravitationnelles (LISA), etc. …

Summary :
This thesis describes the frequency stabilization of a 1.54 µm fiber laser on an iodine hyperfine line at 514 nm, after a frequency tripling process. An important part of this work is dedicated to the frequency tripling process (w→3w), and to the development of an original approach of a phase modulation operated in the IR, while the Doppler free spectroscopy is operated at 1.54 µm. To do this, a phase modulation by an EOM, a power stabilization action by an AOM and two periodically polled wave guided Lithium Niobate nonlinear crystals are used. A harmonic power > 100 mW at 514 nm) is generated using a fundamental optical power less than 1 W at 1.54 µm. The optical setup is fully fibered. The total power consumption of this frequency tripling process is 20 W only. Using a specific operation mode, this laser setup emits simultaneously three frequency-stabilized and intense radiations at 1.54 µm, 772 nm and 514 nm. Following this development, a very compact laser spectroscopy setup was built, based on a short sealed quartz cell, which contains the molecular iodine vapor. An optical power lower than 10 mW in the green is sufficient to carry out the iodine vapor interrogation, and to detect the hyperfine saturation transitions, with a high quality factor around 514 nm (Q > 2x109). A frequency stability at the level of 3 x 10-14 τ-1/2 with a minimum value of 4 x 10-15 at 200 s is demonstrated using a phase modulation operated in the green. When the phase modulation is applied in the IR, a relative frequency stability at the level of 5 x 10-14 τ-1/2 was obtained. This work has allowed to identify the major key components, in order to develop in the near future, a fully fibered and compact stabilized laser prototype occupying a total optical volume < 10 liters. We have pointed out an important limitation to the mid-term frequency stability due to the Zeeman Effect as 10-15/mGauss. Such frequency stabilized laser source could be used in numerous space projects that require ultra-stable frequency optical links, inter-satellite or ground to space, for space geodesy (GRICE), Earth gravitational field measurement (GRACE-FO, NGGM), gravitational waves detection (LISA) , etc. …

Composition du jury
M. Emmanuel LELLOUCH Astronome, Observatoire de Paris - Université PSL, Directeur de these
Mme Cécile FERRARI ,Professeur , Institut de Physique du Globe de Paris, Rapporteur du jury
M. Jérémie LASUE, Astronome adjoint, Observatoire Midi-Pyrénéees – Université Paul Sabatier, Rapporteur du jury
Mme Alice LE GALL, Maître de conférences , Sorbonne Université/Université Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines, CoDirecteur de these
Mme Catherine PRIGENT, Directeur de recherche, Observatoire de Paris - Université PSL, Membre du jury
M. Paul HARTOGH, Staff scientist, Max Planck Institute for Solar System Research, Membre du jury
Mme Aurélie GUILBERT-LEPOUTRE, Chargée de recherche, Laboratoire de Géologie de Lyon, Membre du jury
M. Daniel HESTROFFER, Astronome , Observatoire de Paris - Université PSL , Membre du jury

Résumé :
Les satellites sans atmosphère de Saturne ont connu des évolutions divergentes liées notamment à leur environnement proche (position dans la magnétosphère de Saturne, interaction avec les anneaux de poussières etc.). Une partie de cette histoire est contenue dans leur régolithe de glace et un moyen d’y accéder est de mesurer leur émission thermique dans le domaine micro-onde. A partir des données du Radar/radiomètre de Cassini et d’observations de radiotélescopes terrestres, l’objectif de cette thèse est de caractériser la composition et structure des sous-surfaces des satellites glacés de Saturne, notamment Rhéa, Dioné et Japet, les trois plus grands satellites Saturniens après Titan. L’étude des variations intra- (en particulier entre les faces avant et arrière de ces satellites synchrones) et inter-satellites de ces propriétés nous renseigne sur les processus qui façonnent ces surfaces glacées. La première partie de cette thèse décrit l’étalonnage, la réduction et l’analyse des observations actives (radar) et surtout passives (radiométriques) du Radar à bord de la sonde Cassini (2004-2017). Les données radar montrent le rôle clé de l’anneau E de Saturne (alimenté par les geysers d’Encelade) dans le degré de pureté des régolithes glacés des satellites intérieurs de la planète (de Mimas à Rhéa) – contenant bien moins de contaminants non-glacés que les régolithes Galiléens. L’ajustement des observations radiométriques à une combinaison de modèles thermiques, radiatifs, et d’émissivité apporte de nouvelles contraintes sur les propriétés thermiques, structurelles et compositionnelles de Rhéa et Dioné. Cette étude révèle des anomalies thermiques régionales associées à la couverture d’éjectas du jeune cratère Inktomi sur Rhéa et à la dichotomie avant/arrière sur Dioné. Les données radar et radiométriques confirment la présence de structures de taille probablement centimétriques dans les sous-surfaces des satellites intérieurs de Saturne qui rendent ces objets particulièrement diffusifs et peu émissifs aux micro-ondes. Le second volet de cette thèse porte sur Japet et la construction du spectre micro-onde de ce satellite connu pour sa spectaculaire dichotomie avant/arrière. Les données de Cassini et des radiotélescopes SMA et GBT ont été complétées par des observations inédites depuis deux grands radiotélescopes terrestres : le 30-m de l’IRAM (1-2 mm) et le VLA (0.7-3 cm). Le spectre de la face arrière (brillante) de Japet montre une possible figure d’absorption sans doute liée à la taille des grains du régolithe (quelques mm). Le spectre de la face avant (sombre), proche de celui de Phœbé, conforte l’idée que l’anneau diffus de Phœbé est la source du matériau sombre de Japet. Enfin, les spectres avant et arrière se rapprochent aux plus grandes longueurs d’onde (c’est-à-dire aux plus grandes profondeurs) suggérant que l’épaisseur du dépôt sombre sur la face avant de Japet n’excède pas quelques décimètres.

Summary :
Saturn’s atmosphere-less satellites have followed divergent evolution paths associated with their environment (position in Saturn’s magnetosphere, interaction with dust rings etc). Part of this history is contained in their icy regolith, and a way to access it is to measure their thermal microwave emission. Using observations from the Cassini Radar/radiometer and Earth-based radiotelescopes, the goal of this thesis is to characterize the composition and structure of the subsurfaces of Saturn’s icy satellites, especially Rhea, Dione, and Iapetus, the three largest Saturnian moons after Titan. Studying inter- and intra-satellite variations (e.g., between the leading and trailing sides of these synchronous satellites) of these properties informs on the processes which shape these icy surfaces. The first part of this thesis describes the calibration, reduction, and analysis of active (radar) and especially passive (radiometry) observations of the Radar instrument on the Cassini probe (2004–2017). The radar data highlight the key role of Saturn’s E ring (fed by the geysers of Enceladus) in the degree of purity of the icy regoliths of Saturn’s inner moons (from Mimas to Rhea) — containing much fewer non-icy contaminants than Jupiter’s satellites. Fitting the Cassini radiometry to a combination of thermal, radiative, and emissivity models provides new constraints on the thermal, structural, and compositional properties of Rhea and Dione. This study reveals regional thermal anomalies associated with the ejecta blanket of the young crater Inktomi on Rhea and to the leading/trailing dichotomy on Dione. The radar and radiometry data both confirm the presence of likely centimeter-scale structures in the subsurfaces of Saturn’s inner moons, scattering microwaves and causing the high radar brightness and low emissivity of these objects. The second part of this thesis is dedicated to the construction of the microwave spectrum of Iapetus, a satellite known for its dramatic leading/trailing dichotomy. We complemented the data gathered by the Cassini probe and the SMA and GBT telescopes with new observations from two radio telescopes : the 30-m IRAM antenna (1–2 mm) and the VLA (0.7–3 cm). The spectrum of the trailing (bright) face of Iapetus indicates a possible absorption feature likely due to the grain size in the regolith (of the order of millimeters). The spectrum of the leading (dark) side, similar to Phoebe’s, supports the theory that the diffuse Phoebe ring is the source of the dark material on Iapetus. Finally, the spectra of the leading and trailing sides become closer at the longest wavelengths (that is, at the largest depths), suggesting that the depth of the leading side’s dark layer is at most a few decimeters.

Composition du jury
M. Anthony BOCCALETTI ,CR1, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Pierre BAUDOZ, Astronome adjoint, Observatoire de Paris , CoDirecteur de these
Mme Maud LANGLOIS ,Directeur de recherche, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Membre du jury
Mme Mathilde BEAULIEU, Ingénieur de recherche, Laboratoire J.-L. LAGRANGE CNRS/UMR 7293, Membre du jury
M. Laurent PUEYO ,Associate astronomer, Space Telescope Science Institute, Rapporteur du jury
M. Fabien MALBET, Directeur de recherche, Observatoire des Sciences de l’Univers de Grenoble/IPAG, Rapporteur du jury
M. Stéphane MAZEVET ,Directeur de recherche, Laboratoire Univers et Théories, Membre du jury

Résumé :
Comprendre la formation, l’évolution et la surprenante diversité des planètes extrasolaires est un des grands enjeux de l’astrophysique moderne. En deux décennies, de nombreuses découvertes ont déjà révélé la nature complexe de plus de 4000 objets. Pourtant, on connaît peu de choses sur l’atmosphère de ces planètes alors qu’il s’agit d’un point crucial pour déterminer les conditions d’apparition de la vie ailleurs que sur Terre. L’imagerie directe est une technique appropriée à l’étude spectrale des atmosphères d’exoplanètes similaires à celles du Système Solaire. L’imagerie des exoplanètes est cependant limitée par le très grand contraste et par la proximité entre exoplanètes et étoiles. Des techniques optimisées pour l’imagerie à très haute dynamique telles que la coronographie sont donc indispensables. Les coronographes atténuent la lumière des étoiles sans affecter le signal provenant de leurs environnements proches pour le révéler. Cependant, la turbulence atmosphérique, ainsi que les défauts de polissage, les erreurs d’alignement et les dilatations thermiques des télescopes qui peuvent varier avec le temps limitent encore leurs performances. Des techniques de correction active d’aberrations composées de miroirs déformables et d’analyseurs de front d’onde équiperont alors les futurs instruments haute-dynamiques tels que les projets spatiaux WFIRST, HaBEX ou LUVOIR ou encore les instruments aux foyers des Extremely Large telescopes. L’instrument Très Haute Dynamique 2 (THD2) situé à l’Observatoire de Paris/LESIA est un banc de test dédié à ce type d’activité. Durant cette thèse, plusieurs algorithmes d’analyse et de contrôle du front d’onde développés par différentes équipes en Europe et aux États-Unis ont été testés et comparés dans les mêmes conditions de stabilité sur le THD2. Lors de ces tests, la technique d’analyse pair-wise associée à une technique de conjugaison du champ électrique a d’ailleurs démontré d’excellentes performances en contraste dans des conditions spatiales, sans aucune modification du design optique de l’instrument. Fort de cette expérience, cette méthode a alors été implémentée sur l’instrument haute-dynamique VLT/SPHERE dont les résultats sur source interne laissent entrevoir des améliorations en contraste de plusieurs ordres de grandeur.

Summary :
Understanding the formation, the evolution and the diversity of extrasolar planets is an important purpose in modern astrophysics. More than 4,000 objects have been discovered since the first discovery of an exoplanet orbiting a solar-type star in 1995. Knowledge about atmospheres of these planets is crucial to determine the conditions for the appearance of life. However, it remains unknown while direct imaging technique would be a powerfull technique to study their spectra. Exoplanet imaging is limited by the large contrast and the small distance which exists between exoplanets and stars. Techniques optimized for high-contrast imaging such as coronography are therefore essential. Coronographs attenuate the light of stars without affecting the fait signal of their circumstellar environments. However, atmospheric turbulence, as well as polishing defects, alignment errors and thermal expansions of telescopes which can vary over time still limit their performance. Techniques dedicated to active correction of aberrations relied on deformable mirrors and wavefront sensors will equip future high-contrast imaging facilities such as WFIRST, HaBEX or LUVOIR spacecrafts or the Extremely Large telescopes. The instrument Très Haute Dynamique 2 (THD2) located at Observatoire de Paris/LESIA is a testbed dedicated to such projects. During this PhD, several wavefront sensor and control algorithms, originally developed by different teams in Europe and the United-States, were tested and compared under the same environmental conditions on the THD2. During these tests, the pair-wise sensor combined with an electric field conjugation technique has also demonstrated excellent contrast performance under spatial conditions, without any modification of the instrument optical path. This method was then implemented on the high-contrast VLT/SPHERE instrument in which we performed improvements in contrast of several orders of magnitude with the calibration unit.

Composition du jury
Javier Briatico, Directeur de Recherche CNRS,Thales - CNRS, Palaiseau - Rapporteur
Bruno Maffei , Professeur des Universités, Institut d’Astrophysique de Paris, Orsay - Rapporteur
Christophe Goupil, Professeur des Universités, Laboratoire Interdisciplinaire des Energies de Demain (LIED), Paris - Rapporteur
Frédérique Gadot, Professeure des Universités, UFR SITEC, Ville d’Avray - Examinateur
Elisabetta Caffau, Directrice de Recherches CNRS, GEPI, Observatoire de Meudon - Examinateur
Jérôme Lesueur, Professeur des Universités, Physics and Materials Laboratory (LPEM), Paris - Examinateur
Michel Piat, Professeur des Universités, Laboratoire Astroparticule Cosmologie (APC), Paris - Examinateur

Résumé :
Grâce à leur performance inégalée, particulièrement en terme de sensibilité qui peut approcher la limite quantique donnée par le bruit d’un photon, les détecteurs cryogéniques à base de matériaux supraconducteurs représentent le choix de prédilection lorsqu’il s’agit de détecter la lumière primordiale émise au début de l’expansion de l’univers, de sonder le milieu interstellaire qui est le siège de la formation des étoiles ou lorsqu’il s’agit d’étudier les processus physico-chimiques des atmosphères planétaires y compris celle de la Terre.

Dans cette présentation, j’exposerai, tout en mettant en perspective leur intérêt pour les applications astronomiques, mes travaux de recherche sur trois types de détecteurs cryogéniques menés essentiellement à l’Observatoire de Paris. Il s’agit de jonctions à effet tunnel Supraconducteur-Isolant-Supraconducteur (SIS) et de bolomètres à électrons chauds (HEB) dédiés à l’infrarouge lointain, plus précisément aux régions millimétrique/submillimétrique et THz, ainsi que de détecteurs à inductance cinétique (KIDs), un des derniers-nés des technologies des détecteurs supraconducteurs, pour des applications dans le visible et le proche infrarouge.

Summary :
Thanks to their unequalled performance, particularly in terms of sensitivity which can approach the quantum limit given by the photon noise, superconducting detectors are the preferred choice when it comes to detecting the primordial light emitted at the beginning of the expansion of the universe, to probe the interstellar medium which is the seat of star formation or when it comes to studying the physico-chemical processes of planetary atmospheres including that of the Earth.

I will report on the development of three types of cryogenic detectors developed or under development mainly at Observatoire de Paris, while putting into perspective their interest for astronomical applications. These are Superconductor-Insulator-Superconductor (SIS) tunnel junctions and Hot Electron Bolometers (HEB) dedicated to far infrared wavelenghts, especially in millimeter/submillimeter and THz ranges, as well as Kinetic Inductance Detectors (KIDs), one of the latest superconducting detector technologies, for near-infrared and visible wavelenghts.

Composition du jury
M. Thierry Passot, CNRS, Observatoire de la Cote d’Azur, rapporteur
M. Sebastien Galtier, Professor, Université Paris-Saclay, rapporteur
M. Marco Velli, Professor, UCLA, USA, rapporteur
Mme. Edith Falgarone, CNRS, ENS de Paris
M. Vincenzo Carbone, Professor, Università della Calabria, Italie
M. David, Burgess, Professor, Queen Mary University of London, UK
M. Roland Grappin, Astronome, LPP, président du jury.

Résumé :
Cette HDR est consacrée à la turbulence dans le vent solaire, des échelles MHD aux échelles cinétiques du plasma.
La turbulence dans le vent solaire a été principalement étudiée aux échelles MHD : là-bas, les fluctuations magnétiques suivent le spectre de Kolmogorov (on appelle ces échelles le domaine inertiel de la turbulence). Les fluctuations y sont pour la plupart incompressibles et ont des statistiques non gaussiennes (intermittence), à cause de la présence de structures cohérentes sous forme de couches de courant, comme il est largement admis. Les échelles cinétiques sont moins connues et font l’objet de débats.

Nous étudions le passage du domaine inertiel aux échelles cinétiques avec plusieurs missions spatiales. Il devient évident que si aux échelles ioniques (100-1000 km) les spectres turbulents sont variables, à des échelles plus petites ils suivent une forme générale. Grâce à Cluster/STAFF, l’instrument le plus sensible pour mesurer les fluctuations magnétiques à ce jour, nous avons pu résoudre les échelles électroniques (1 km, à 1 UA) et plus petites (jusqu’à 300 m) et montrer que la fin de la cascade électromagnétique se produit à l’échelle du rayon de Larmor des électrons. Autrement dit, nous avons pu établir l’échelle de dissipation dans le plasma sans collision.

De plus, nous montrons que l’intermittence n’est pas seulement liée aux couches de courant, mais aussi aux vortex magnétiques cylindriques, qui sont présents dans le domaine inertiel ainsi que dans le domaine cinétique.
Ce résultat est en contradiction avec l’image classique de la turbulence aux petites échelles, qui consiste en un mélange d’ondes d’Alfven cinétiques. La dissipation de ces ondes par l’amortissement de Landau peut expliquer la dissipation turbulente. Comment cette image change-t-elle si la turbulence n’est pas seulement un mélange d’ondes mais aussi remplie de structures cohérentes telles que des vortex magnétiques ?

Ces vortex semblent être un ingrédient important dans d’autres cas, comme les chocs astrophysiques : par exemple, ils sont observés en aval des chocs de la Terre et de Saturne. Avec les nouvelles données de Parker Solar Probe et de Solar Orbiter, nous espérons étudier ces vortex plus près du Soleil pour mieux comprendre leur origine, leur stabilité et leur interaction avec les particules chargées.

Summary :
This HDR is devoted to solar wind turbulence from MHD to kinetic plasma scales. Solar wind turbulence was mostly studied at MHD scales : there, magnetic fluctuations follow the Kolmogorov spectrum. The fluctuations are mostly incompressible and they have non-Gaussian statistics (intermittency), due to the presence of coherent structures in the form of current sheets, as it is widely accepted. Kinetic range of scales is less known and the subject of debates.
We study the transition from Kolmogorov inertial range to small kinetic scales with a number of space missions. It becomes evident that if at ion scales (100-1000 km) turbulent spectra are variable, at smaller scales they follow a general shape. Thanks to Cluster/STAFF, the most sensitive instrument to measure magnetic fluctuations by today, we could resolve electron scales (1 km, at 1 AU) and smaller (up to 300 m) and show that the end of the electromagnetic turbulent cascade happens at electron Larmor radius scale, i.e., we could establish the dissipation scale in collisionless plasma.
Furthermore, we show that intermittency is not only related to current sheets, but also to cylindrical magnetic vortices, which are present within the inertial range as well as in the kinetic range. This result is in conflict with the classical picture of turbulence at kinetic scales, consisting of a mixture of kinetic Alfven waves. The dissipation of these waves via Landau damping may explain the turbulent dissipation. How does this picture change if turbulence is not only a mixture of waves but also filled with coherent structures such as magnetic vortices ?
These vortices seem to be an important ingredient in other instances, such as astrophysical shocks : for example, they are observed downstream of Earth’s and Saturn’s bow-shocks. With the new data of Parker Solar Probe and Solar Orbiter we hope to study these vortices closer to the Sun to better understand their origin, stability and interaction with charged particles.