Soutenances de thèse et HDR

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.

Composition du jury
Thierry Fouchet (OBSPM),
Cathy Quentin (UCB Lyon1),
Frédéric Schmidt (GEOPS),
Cristina De Sanctis (INAF),
Patrick Pinet (IRAP),
Rachel Klima (APL)

Résumé
Les surfaces planétaires des lunes, des astéroïdes, des comètes et des planètes sont extrêmement différentes et reflètent leurs différentes étapes de formation et d’évolution. Les compositions chimiques, les formations géologiques et les propriétés physiques des surfaces planétaires sont des atouts remarquables et disponibles pour reconstruire l’histoire de ces objets. Mes recherches portent sur la compréhension des différentes propriétés de ces surfaces afin de dessiner une vue plus avancée et plus complète du Système solaire, avec l’objectif d’isoler éventuellement les aspects les plus primitifs pour mieux comprendre la formation des surfaces planétaires. Les processus tels que les impacts et le volcanisme sont fondamentaux à tous ces objets et leurs comparaisons directes aident à interpréter la spécificité de chaque objet. De même que l’analyse des formations géologiques sur les petits corps, je compare les processus volcaniques sur la Lune et Mercure pour mieux décrire les ressemblances et/ou différences sur la formation et l’évolution des surfaces planétaires. Pour réaliser ces comparaisons, j’analyse minutieusement les observations du visible au proche infrarouge renvoyées par les instruments de télédétection et j’en extrais les singularités.

Summary :
Planetary surfaces ranging from moons, asteroids, comets and planets are extremely different and reflect various steps of the object’s formation and evolution. Chemical compositions, geological landforms and physical properties of planetary surfaces are remarkable assets available to reconstruct the history of these objects. My research focuses on understanding the various properties of those surfaces in order to draw a more advanced and comprehensive view of the Solar System, with the objective of possibly isolating the most primitive aspects to shed light on the formation of planetary surfaces. Processes such as impacts and volcanism are fundamental for all those objects, and their direct comparisons help to interpret the specificity of each object. Similarly to analysing morphological landforms on small bodies, I compare volcanic processes on the Moon and Mercury to better describe the resemblances and/or differences on the formation and evolution of planetary surfaces. To achieve those comparisons, I meticulously analyse the visible to near-infrared observations returned by remote sensing instruments, and extract peculiarities.

Composition du jury
Président : Emmanuel Lellouch, Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique
Rapportrices : Isabelle Couturier-Tamburelli, Laboratoire de Physique des Interactions Ioniques et Moléculaires
Caitlin Griffith, Lunar and Planetary Laboratory
Véronique Vuitton, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble
Examinateurs : Sébastien Lebonnois, Laboratoire de Météorologie Dynamique
Pascal Rannou, Groupe de Spectrométrie Moléculaire et Atmosphérique

Résumé
Je présenterai mes travaux de recherche de 2008 à 2020 qui ont principalement porté sur l’étude du fonctionnement de l’atmosphère de Titan et en particulier sur les couplages entre chimie, microphysique, forçage radiatif et dynamique ainsi que leurs changements saisonniers dans la moyenne atmosphère. La compréhension de ces phénomènes nécessite d’analyser des données présentant des très bonnes résolutions spatiales et temporelles. Les meilleures données disponibles pour atteindre cet objectif sont celles qui ont été acquises par le spectromètre Composite Infrared Spectrometer (CIRS) à bord de la sonde Cassini de 2004 à 2017, soit du premier tiers de l’hiver nord au tout début de l’été sur Titan. J’ai contribué à l’étude de ces couplages principalement grâce à l’analyse de ces données mais également en collaborant avec les modélisateurs et en participant à l’interprétation quantitative des observations.
Après avoir présenté le contexte scientifique, je détaillerai la méthode d’analyse des données du spectromètre CIRS. Je présenterai ensuite mes travaux sur la détermination de la composition et de l’impact radiatif des aérosols photochimiques qui jouent un rôle prépondérant dans le bilan radiatif de l’atmosphère. En effet, étant omniprésents dans l’atmosphère, ils absorbent le rayonnement solaire et émettent en infrarouge thermique, impactant ainsi fortement la température atmosphérique. J’aborderai ensuite l’évolution du champ de température et des abondances d’espèces photochimiques dont les variations saisonnières sont fortement influencées par celles de la dynamique atmosphérique. Je parlerai de l’apparition, de la composition et de la structure du nuage stratosphérique polaire massif observé à partir de la seconde moitié de l’automne sud et directement lié aux faibles température et forts enrichissements moléculaires au sein du vortex polaire. Enfin, je montrerai comment l’évolution de ce vortex polaire à la fin de l’automne sud a impacté les champs d’abondance des espèces photochimiques. L’interprétation quantitative des observations et la compréhension globale d’une atmosphère aussi complexe que celle de Titan ne peut se faire qu’en étroite collaboration avec de nombreuses équipes qui étudient différents aspects de cette atmosphère, ces collaborations seront mentionnées à la fin de la présentation.

Summary :
I will present my research work from 2008 to 2020, which mainly focused on the study of the atmosphere of Titan and more particularly on the couplings between chemistry, microphysics, radiative forcing and dynamics as well as their seasonal changes in the middle atmosphere. Such a study needs data analysis with very good spatial and temporal resolutions. The best datasets available to achieved this goal are those acquired by the Composite Infrared Spectrometer (CIRS) aboard the Cassini probe from 2004 to 2017, i.e. from the first third of northern winter to the very beginning of summer. I contributed to this field mainly through the analysis of CIRS data but also by collaborating with modelers and participating in the quantitative interpretation of observations.
After presenting the scientific context, I will detail the method of data analysis. I’ll then present my work on the determination of the composition and the radiative impact of photochemical aerosols which play a preponderant role in the radiative balance of the atmosphere. Indeed, being ubiquitous in the atmosphere, they absorb solar radiation and emit in thermal infrared, thus strongly impacting the atmospheric temperature. I will then discuss the evolution of the temperature field and the abundances of photochemical species whose seasonal variations are strongly influenced by the atmospheric dynamics. I’ll discuss the appearance, composition and structure of the massive stratospheric polar cloud from the second half of the southern autumn and that directly linked to low temperatures and high molecular enrichments within the polar vortex. Finally, I’ll show how this polar vortex evolved at the end of the southern autumn and how it impacted the fields of abundance of photochemical species. The quantitative interpretation of the observations and understanding of an atmosphere as complex as that of Titan can only be done in close collaboration with many teams that study different aspects of this atmosphere, these collaborations will be presented at the end of the presentation.