Soutenances de thèse et HDR

Composition du jury
Mme Marie-Jo GOUPIL ,Astronome ,Observatoire de Paris , Directeur de these
M. Kevin BELKACEM ,Chargé de recherche , Observatoire de Paris , CoDirecteur de these
M. Joergen CHRISTENSEN-DALSGAARD, Professor, University of Aarhus, Rapporteur du jury
M. Hiromoto SHIBAHASHI, Professor, The University of Tokyo, Rapporteur du jury
M. Marc-Antoine DUPRET, Professeur, Université de Liège, Membre du jury
M. Friedrich KUPKA, Professor, University of Applied Sciences Technikum Wien, Membre du jury
M. Laurent GIZON, Professor, Max-Planck, Institute for Solar System Research, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur des universités, Université Pierre et Marie Curie, Membre du jury

Résumé :
L’astérosismologie a révolutionné notre compréhension des intérieurs stellaires, grâce à l’observation des oscillations à la surface des étoiles. En ce qui concerne les oscillateurs de type solaire, qui possèdent une enveloppe convective, les mouvements turbulents dus à la convection ont un impact important sur les propriétés des modes acoustiques, tant du point de vue de leur fréquence que de leur amplitude. Cet impact résulte d’un couplage entre convection et oscillations, qui doit donc être compris et correctement modélisé pour permettre des diagnostics sismiques fiables dans ces étoiles. En retour, ce couplage offre l’opportunité d’utiliser les propriétés observées des modes pour contraindre la convection stellaire – dont les propriétés restent encore relativement mal comprises à ce jour. C’est ce dernier point qui constitue la motivation sous-tendant le travail présenté dans cette thèse. La première partie de cette thèse se concentre sur l’asymétrie exhibée par les profils des modes dans le spectre des oscillateurs de type solaire, qui porte la signature de la localisation de leur source d’excitation proche de la surface de l’étoile. Dans ce contexte, j’ai développé un formalisme conçu pour fournir des prédictions quantitatives concernant ces asymétries, mais également pour relier directement les asymétries observées aux propriétés sous-jacentes de la convection turbulente dans cette région. L’application de ce formalisme au cas du Soleil m’a permis de reproduire les observations à travers tout le spectre des modes acoustiques pour les mesures spectroscopiques, ainsi que pour les modes acoustiques de basse fréquence pour les mesures photométriques. En particulier, elle m’a permis de déterminer la dépendance du signe de l’asymétrie en fonction de la position de la source relativement à la photosphère, ainsi que d’apporter un éclairage nouveau sur la question de l’inversion d’asymétrie entre les observations effectuées en vitesse et en intensité. Dans une seconde partie, je me suis penché sur la question de la modélisation du couplage turbulence/oscillation de manière plus générale. J’y examine les modèles de turbulence Lagrangiens stochastiques en tant qu’alternative aux approches traditionnelles pour le traitement du couplage entre convection turbulente et oscillations de type solaire. Premièrement, un traitement perturbatif linéaire de ce type de modèle m’a permis d’exhiber une équation d’onde possédant, par construction, un caractère stochastique représentant l’impact de la turbulence sur les modes. Cette équation d’onde stochastique présente l’avantage d’inclure dès le début l’effet de la turbulence, et par suite celui du couplage, de manière cohérente, tout en permettant l’introduction d’un modèle de turbulence réaliste, et prenant en compte le large éventail d’échelles temporelles et spatiales caractérisant la convection turbulente stellaire. Ce formalisme m’a ensuite permis de construire une prescription simultanée, sur la base de relations de fermeture physique, pour le taux d’excitation et d’amortissement des modes acoustiques, mais également pour la partie modale des effets de surface. En parallèle, j’ai développé une implémentation numérique plus directe des modèles Lagrangiens stochastiques, qui permet, en conjonction avec mon formalisme analytique, d’explorer l’impact des paramètres physiques contrôlant la convection turbulente sur les propriétés observées des modes de type solaire. Le très bon accord obtenu en comparant les résultats numériques à un cas test dans le cadre duquel des résultats analytiques exacts peuvent être établis m’a permis de valider cette implémentation.

Summary :
Asteroseismology has revolutionised our understanding of stellar interiors, through the observations of oscillations on the surface of stars. In solar-like oscillators, which exhibit a convective envelope, the turbulent motions caused by convection have a substantial impact on the properties of the acoustic modes, whether on their frequencies or their amplitude. This impact results from a turbulence/oscillation coupling, which must therefore be understood and realistically modelled in order to allow for accurate seismic diagnosis. In turn, this coupling offers a way to constrain the little-understood properties of convection using the observed acoustic mode properties. This last point forms the overarching motivation behind the work presented in this thesis. The first part of this thesis focuses on the asymmetry displayed by the line profiles of solar-like oscillations, which carries the signature of the localisation of the driving source close to the surface of the star. In this context, I developed a formalism designed to give quantitative predictions for solar-like mode asymmetry, and to directly relate the observed asymmetries to the underlying properties of turbulence in this region. Applying this formalism to the solar case allowed me to successfully reproduce the observations throughout the entire p-mode spectrum for spectroscopic measurements, as well as in the low-frequency part of the spectrum for photometric measurements. In particular, it led me to the determination of the sign of the asymmetry depending on the stochastic excitation occurring above or beneath the photosphere. It also allowed be to shed a new light upon the issue of asymmetry reversal between the velocity and intensity measurements. In a second part, I interested myself with the modelling of the turbulence/oscillation modelling more generally. I investigated Lagrangian stochastic models of turbulence as an alternative way, compared to more traditional approaches, to model the coupling between turbulent convection and solar-like oscillations. First, a linear perturbative treatment of this class of models led me to establish a wave equation which, by construction, contains a stochastic part representing the impact of turbulence on the modes. This stochastic wave equation includes the effect of turbulence, and therefore the effect of the coupling with oscillations, in a consistent way, while allowing for the introduction of a realistic model of turbulence, taking into account the large range of time and spatial scales characterising stellar turbulent convection. This formalism then allowed me to simultaneously build physically-grounded prescriptions for the driving and damping of the modes, as well as for the modal part of the surface effects. In parallel, I developed a more direct numerical implementation of Lagrangian stochastic models, which allows, in conjunction with my analytical formalism, to explore the impact of the physical parameters of turbulent convection on the observed properties of the solar-like modes. I propose a test case where exact analytical results can be derived, and the close agreement reached between those and numerical results validates this implementation.

Composition du jury
Mme Marianne FAUROBERT, Professeur, Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, Rapporteur du jury
M. Frans SNIK Associate professor, Leiden Observatory, Leiden University, Rapporteur du jury
M. Claude CATALA ,Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Yael NAZé, Chargé de recherche, Université de Liège, Membre du jury
M. Frank BRACHET, Ingénieur, Centre National d’Etude Spatiale, Membre du jury
Mme Coralie NEINER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Martin PERTENAIS, Ingénieu,r Deutsches Zentrum fu ̈r Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR), CoDirecteur de these

Résumé :
Plusieurs projets de missions spatiales, tels que LUVOIR, Arago, PolStar ou CASSTOR, prévoient l’utilisation d’un spectropolarimètre fonctionnant dans le domaine de l’ultra-violet (UV). Parmi les objectifs principaux de ces instruments on trouve l’étude des étoiles et leurs environnements, en particulier leurs champs magnétiques et leurs magnétosphères, ainsi que le milieu interstellaire et les exoplanètes. Cependant, les spectropolarimètres haute résolution fonctionnant sur une large gamme spectrale n’existent que sur des instruments sur Terre et dans le domaine du visible ou de l’infrarouge. Le travail réalisé au cours de cette thèse vise à étudier des prototypes de polarimètres afin de les concevoir et de les optimiser sur les longueurs d’onde UV d’intérêt. Plusieurs gammes de longueurs d’onde ont été considérées, en fonction des instruments étudiés, entre 90 et 400 nm. Deux prototypes de polarimètres ont été étudiés : un prototype utilisant des matériaux biréfringents et fonctionnant par transmission et un prototype fonctionnant exclusivement par réflexion. Une méthode d’optimisation a été développée pour maximiser l’efficacité des polarimètres pour les gammes de longueurs d’onde choisies. Enfin, trois expériences ont été mises en place pour tester ces deux prototypes sur le plan optique et thermique. Deux expériences ont été conçues pour tester le polarimètre par transmission. Tout d’abord, il a été testé dans l’UV et sous vide afin de mesurer l’efficacité du prototype dans ses conditions de fonctionnement. Ensuite, il a été soumis à une série de cycles thermiques pour étudier la résistance de l’adhésion moléculaire de ses lames. Enfin, la troisième expérience permet de tester un prototype par réflexion utilisant des miroirs en or. Cette expérience permet également de mesurer les propriétés polarimétriques de certains matériaux pressentis pour de tels polarimètres par réflexion et ainsi mieux simuler les polarimètres étudiés. Les méthodes utilisées pour l’étude et la conception des polarimètres ainsi que les expériences réalisées et leurs résultats sont présentés dans cette thèse.

Summary :
Several space mission projects, such as LUVOIR, Arago, PolStar or CASSTOR, plan to use a spectropolarimeter operating in the ultraviolet (UV) range. Among the main goals of these instruments is the study of stars and their environment, in particular their magnetic fields and magnetospheres, as well as the interstellar medium and exoplanets. However, high-resolution spectropolarimeters operating over a wide spectral range only exist on instruments on Earth and in the visible or infrared ranges. The work carried out in this thesis aims at studying prototype polarimeters in order to design and optimize them over the wavelengths of interest. Several wavelength ranges were considered, depending on the studied instruments, between 90 and 400 nm. Two prototypes were studied : one using birefringent materials and operating by transmission, and one operating exclusively by reflection. An optimization method was developed to maximize the efficiency of the polarimeters for the chosen wavelength ranges. Finally, three experiments were set up to test these two prototypes optically and thermally. Two experiments were designed to test the transmission polarimeter. First, it was tested in the UV and in vacuum in order to measure the polarimetric efficiencies of the prototype under its operating conditions. Then, it underwent a series of thermal cycles to study the resistance of molecular adhesion of its plates. Finally, the third experiment tests a prototype by reflection using gold mirrors. This experiment also allows to measure the polarimetric properties of some materials foreseen for such polarimeters and thus better simulate the studied polarimeters. The methods used to optimize and design the polarimeters as well as the experiments carried out and their results are presented in this thesis.

Composition du jury
M. Christian BIZOUARD, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Christophe LE PONCIN-LAFITTE, Observatoire de Paris, Examinateur
Mme Véronique DEHANT, Observatoire Royal de Belgique, Rapporteure
M. Jérôme VERDUN, École Supérieure des Géomètres et Topographes, Rapporteur
Mme Joëlle NICOLAS-DUROY, École Supérieure des Géomètres et Topographes, Examinatrice
M. Felix PEROSANZ, CNES, Examinateur
M. David COULOT, IPGP, Invité
M. Sébastien LAMBERT, Observatoire de Paris, Invité

Résumé :
Cette thèse porte sur l’apport de l’interférométrie à très longue base (VLBI) à la détermination de références géodésiques de haute qualité. Ces travaux s’intègrent au projet GEODESIE (GEOdetic Data assimilation and EStimation of references for climate change InvEstigation) qui a pour but de collecter toutes les données de géodésie spatiale existantes et d’en effectuer la combinaison directe afin de calculer des repères de référence de haute qualité en vue d’une meilleure détermination des paramètres caractérisant le changement climatique, comme l’élévation du niveau moyen des mers. La première partie de cette thèse consiste à mettre à jour la chaîne de traitement des observations VLBI en complétant les modèles de propagation dans l’atmosphère ou en implémentant les modèles de déformation des stations les plus précis. Cette chaîne améliorée a dans un premier temps été utilisée sur un important jeu de données VLBI historiques, et nous avons comparé les résultats avec ceux donnés par plusieurs des centres d’analyse de l’IVS. Elle nous a ensuite permis de simuler l’effet de l’ajout d’une antenne VLBI sur l’île de Tahiti sur les paramètres astrogéodésiques. La deuxième partie est consacrée à l’intégration de la technique VLBI dans la nouvelle méthode de combinaison directe fondée sur un filtrage de Kalman mise en œuvre dans le projet GEODESIE : déterminer le modèle d’évolution stochastique des différents paramètres liés au VLBI, et optimiser la sélection du sous-réseau de quasars définissant le repère céleste du projet. Enfin, cette thèse traite le problème des liens spatiaux entre la technique VLBI et les autres techniques de géodésie spatiale, par observation VLBI de satellites GNSS (mesures hybrides VLBI/GNSS) ou par la conception de satellites multitechniques comme GRASP.

Composition du jury
Mme Micaela OERTEL, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Jérôme MARGUERON ,Directeur de recherche , Institut de physique des deux infinis de Lyon , Rapporteur du jury
M. Jose PONS ,Full professor , University of Alicante, Rapporteur du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN ,Professeur, Sorbonne Université , Membre du jury
M. Armen SEDRAKIAN, Full professor, Frankfurt Institute for Advanced Studies, Membre du jury
M. Jérôme GUILET ,Ingénieur-Chercheur, CEA-Saclay, Membre du jury
M. Nicolas CHAMEL, Maître de recherche , Université Libre de Bruxelles, Membre du jury
Mme Anthea FANTINA ,Chargé de recherche, Grand Accélérateur National d’Ions Lourds (GANIL) , Membre du jury

Résumé :
Si les principaux aspects du mécanisme des supernovas a effondrement de cœur sont aujourd’hui compris, des détails importants sur la microphysiques restent sujets à beaucoup d’incertitudes. En particulier, les neutrinos jouent un rôle clé dans le mécanisme mais les taux d’interactions entre les neutrinos et la matière dense sont encore assez peu compris. Dans cette thèse nous présentons un nouveau code d’évolution des proto-étoiles à neutrons, et l’utilisons avec le code de simulation de supernova à effondrement de cœur CoCoNuT pour étudier l’influence des incertitudes sur les taux de réaction des neutrinos. Les effets convectifs, qui jouent un rôle majeur dans l’évolution des proto-étoiles à neutrons, ont été pris en compte avec la théorie de la longueur de mélange.

Summary  :
If the main features of the core-collapse supernova mechanism are now understood, some important details about the microphysics are still subject to a lot of uncertainties. In particular, neutrinos are playing a key role in the core-collapse mechanism but interactions rates between neutrinos and dense matter are still poorly understood. In this thesis we present a new code for proto-neutron star evolution, and we use it together with the CoCoNuT core-collapse code to study the influence of the uncertainties on neutrino reaction rates. Convective effects, which plays a crucial role in proto-neutron stars evolution, have been taken into account with the mixing length theory.

Composition du jury
M. Michel PERAULT, DR1, Ecole normale supérieure, Directeur de these
Mme Rosine LALLEMENT, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, GEPI , Membre du jury
M. Marc-Antoine MIVILLE-DESCHËNES, Directeur de recherche, CEA-Saclay, Membre du jury
Mme Chiara FERRARI, Astronome, Observatoire de la côté d’Azur, Membre du jury
Mme cécile GRY, Astronome, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM), Pôle de l’Étoile, Rapporteur du jury
M. Pierre HILY-BLANT, Maître de conférences, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Université Grenoble Alpes, Rapporteur du jury

Résumé :
Le milieu interstellaire local (MIS) est un système ouvert et complexe, gouverné par les effets combinés de la turbulence, du champ magnétique, de la gravité, et des photons ultraviolets. La quantité croissante de données collectées par les spectromètres de longueurs d’onde radio à l’ultraviolet (UV) ouvre une nouvelle ère où les informations statistiques et chimiques contenues dans les observations peuvent être utilisées de manière concomitante afin de comprendre les rôles spécifiques de ces différents réservoirs d’énergie. Cette thèse vise à comprendre les processus physiques régissant l’évolution du MIS diffus local et sa composition chimique 3D. Pour quantifier les impacts de la densité moyenne, du champ de rayonnement UV, de l’échelle intégrale, de la résolution, du forçage turbulent, du champ magnétique et de la gravité sur les observables, nous avons utilisé des simulations MHD de pointe. L’abundance de l’hydrogène moléculaire est calculée hors équilibre dans la simulation, et un solveur chimique est appliqué en post-traitement pour calculer les abondances chimiques d’autres espèces. Pour comparer les résultats des simulations aux observations, nous proposons une nouvelle version du test de Kolmogorov-Smirnov qui est un outil précieux pour estimer la distance entre deux distributions de probabilité. L’originalité de ce travail est de se concentrer non seulement sur la simulation de grands échantillons de densités de colonne individuelles mais aussi sur leur statistique, c’est-à-dire les probabilités d’occurrence de ces densités de colonne le long de lignes de visée aléatoires. Dans ce travail, nous nous concentrons sur trois observables chimiques : H$_2$, CH$^+$ et CI. Nous constatons que la transition de l’hydrogène atomique à l’hydrogène moléculaire dépend fortement de la densité du plan médian galactique, de la densité des étoiles OB et de l’échelle des nuages diffus neutres. Ces paramètres affectent grandement la distribution des densités de colonne de CH$^+$ qui dépendent également de l’amplitude du forçage turbulent. Si l’action conjointe de l’instabilité thermique et de la turbulence peut reproduire les densités de colonne observées de H, H$_2$ et CH$^+$, elle n’est pas en mesure de reproduire les observations des populations des niveaux de structure fine du carbone neutre. L’approche pour comparer les simulations et les observations présentée dans cette thèse utilise deux observables mais peut être étendue à N dimensions, en utilisant plusieurs observables simultanément.

Summary  :
The local interstellar medium (ISM) is an open and complex system, driven by the combined effects of turbulence, magnetic field, gravity, and ultraviolet photons. The rising amount of data collected by spectrometers from radio to ultraviolet (UV) wavelengths opens a new era where the statistical and chemical information contained in the observations can be used concomitantly to understand the specific role of each of these energy inputs. This Ph.D. aims to understand the physical processes governing the evolution of the local diffuse ISM and its 3D chemical composition. To quantify the impacts of the mean density, the UV radiation field, the integral scale, the resolution, the turbulent forcing, the magnetic field, and the gravity on the observables, we used state-of-the-art MHD simulations. The molecular hydrogen abundance is computed on-the-fly in the simulation, and a chemical solver is applied in post-processing to compute the chemical abundances of other species. To compare the results of the simulations to the observational sample, we propose a new version of the Kolmogorov-Smirnov test which is a valuable tool for estimating the distance between two probability distribution functions. The original feature of this work is to not only focus on the simulation of large samples of individual column densities but also on their statistics, meaning the probabilities of occurrence of these column densities along random lines of sight. In this work, we focus on three chemical observables : H$_2$, CH$^+$, and CI. We find that the transition from atomic to molecular hydrogen strongly depends on the Galactic midplane density, the density of OB stars, and the scale of neutral diffuse clouds. These parameters greatly affect the distribution of column densities of CH$^+$ which also depends on the strength of the turbulent forcing. While the joint action of the thermal instability and the turbulence can reproduce the observed column densities of H, H$_2$, and CH$^+$, it is unable to reproduce the observations of the fine-structure level populations of neutral carbon. The approach to compare simulations and observations presented in this Ph.D. uses two observables but it can be extended to N-dimensions, using multiple observables simultaneously.

Composition du jury
M. Andrea CATTANEO, MCF, Observatoire de Paris - LERMA, Directeur de thèse
Mme Françoise COMBES, Professeur Collège de France et Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Jérémy BLAIZOT, Astronome adjoint, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Membre du jury
M. Nicolas PRANTZOS ,Directeur de recherche, Institut d’ Astrophysique de Paris, Membre du jury
M. Samuel BOISSIER ,Directeur de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille , Rapporteur du jury
M. Alessandro BOSELLI, Directeur de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille , Rapporteur du jury

Résumé :
La bimodalité des galaxies est une caractéristique fondamentale de l’Univers, qui se manifeste dans la corrélation entre plusieurs propriétés. Les galaxies avec formation stellaire sont des spirales bleues à faible métallicité. Les galaxies passives sont des elliptiques rouges avec des métallicités beaucoup plus importantes. Les observations montrent que l’appartenance à une catégorie ou l’autre est liée à la masse et l’environnement d’une galaxie, mais les mécanismes physiques qui produisent la bimodalité restent un sujet de débat. Dans cette thèse, j’ai utilisé le modèle semi-analytique GalICS pour étudier les différents mécanismes qui peuvent arrêter la formation stellaire dans les galaxies et leurs effets sur les propriétés d’observation de la population galactique. Pour cela, j’ai développé dans GalICS un modèle détaillé de l’évolution chimique, qui prend en compte les abondances de plusieurs éléments et qui, couplé à un modèle d’évolution spectrale et à un modèle de poussières, permet de prédire les magnitudes et les couleurs des galaxies. Dans la première partie de la thèse, j’ai étudié comment les effets d’environnement contribuent à l’évolution chimique des galaxies satellites. L’étranglement est le processus par lequel le balayage par la pression dynamique du milieu intra-amas dans les amas de galaxies enlève le halo de gaz chaud qui entoure une galaxie satellite. La disparition de ce réservoir entraîne la fin de l’alimentation de la galaxie en gaz par l’environnement. Les galaxies étranglées peuvent atteindre des métallicités très élevées parce que leur milieu interstellaire n’est pas dilué par l’afflux de gaz de faible metallicité. Cependant, je trouve que, même si l’étranglement commence dès qu’une galaxie rentre dans un groupe ou un amas, cela ne suffit pas à expliquer la fraction de galaxies passifs dans la population des galaxies satellites. D’autres mécanismes plus forts, tels que la pression dynamique ou les marées sont nécessaires. Ces mécanismes compromettent pourtant les chances des satellites passives d’atteindre les metallicités observées. Les sursauts de formation stellaire induits par la la pression dynamique ou les marées constituent une manière grâce à laquelle les galaxies peuvent consommer tout leur gaz et atteindre en même temps des metallicités stellaires élevées. Dans la deuxième partie de la thèse, j’ai affronté le problème du rôle des trous noirs supermassifs dans la formation de la population de galaxies rouges massives. Mes résultats sont cohérents avec un scénario évolutif dans lequel la rétroaction du trou noir central devient importante lorsque l’énergie déposée par le trou noir dans le gaz environnant est égale à quatre fois son énergie de liaison gravitationnelle. Passé ce seuil, tout gaz froid dans le milieu intergalactique et circumgalactique est éjecté (ou converti en étoiles dans une flambée de formation stellaire pour le premier), et le gaz chaud environnant est amené à très haute entropie, de sorte que son temps de refroidissement devient très long. Mon travail montre que ce scénario est capable d’expliquer simultanément : 1) la fonction de masse des galaxies ainsi bien que son évolution au cours du temps cosmique, 2) les aspects fondamentaux de la distribution du taux de formation stellaire spécifique et la fraction de galaxies passives en fonction de la masse stellaire, 3) la composition morphologique de la population galactique, 4) la relation entre la masse du trou noir et la masse stellaire pour différents types morphologiques, et 5) la relation entre formation stellaire et morphologie.

Summary :
One of the key components of our Universe is the observed bimodality in the distribution of galaxies, expressed as a pronounced correlation among star formation activity, galaxy morphology, optical color and metallicity. While star-forming galaxies exhibit disc-like morphologies, blue colors and lower metallicities, quiescent galaxies display elliptical morphologies, red colors and high metallicities. Observations have shown that the suppression of star formation (quenching) is a strong function of both galaxy mass and the environment. Yet, the mechanisms involved are still hotly debated. In this thesis, I have used the GalICS semi-analytic model of galaxy formation and evolution to investigate different quenching mechanisms and their observable signatures in the galaxy population. To this end, I have implemented in GalICS a detailed model of chemical enrichment, which predicts the evolution of several elemental abundances, as well as a spectrophotometric model coupled with a dust extinction model to enable the prediction of magnitudes and colours. In the first part of the thesis, I study how environmental processes contribute to the quenching and chemical enrichment of satellite galaxies. Strangulation, i.e. the halt of gas accretion onto satellites, refers to the efficient removal of the hot gas reservoirs of satellite galaxies by the ram-pressure exerted on them as they fall inside massive haloes. Galaxies evolving under strangulation can reach higher stellar metallicities, since their star-forming gas is not diluted by inflows of metal-poor gas. However, I find that even if strangulation begins at the time of entry in a group or cluster, strangulation is not sufficient to reproduce the observed passive fractions of satellites. Stronger quenching mechanisms, such as ram-pressure or tidal stripping of the cold gas within galaxies, are required, but these compromise the chances for passive satellites to enrich to the observed metallicities. Bursts of star formation induced by ram-pressure or tidal interactions provide a channel through which satellite galaxies can simultaneously exhaust their gas reservoirs and reach high stellar metallicities. In the second part, I address the role of feedback from supermassive black holes in the buildup of the passive population at high masses. My results are consistent with an evolutionary scenario in which black-hole feedback becomes important by the time the central black hole has deposited into the surrounding gas an energy equal to about four times its gravitational binding energy. Once that happens, all the cold gas in the interstellar medium or the circumgalactic medium is blown out or converted into stars through a starburst in the case of the former, while the hot gas is brought to a high-entropy state, so that its cooling time becomes very long. My work shows that this scenario can simultaneously explain : 1) the galaxy stellar mass function and its evolution with cosmic time, 2) the key features of the distribution of specific star-formation rate and the fraction of passive galaxies as a function of stellar mass, 3) the morphological makeup of the galaxy population, 4) the relation between black-hole and stellar mass for different morphological types, and 5) the relation between star formation and morphology.

Composition du jury

Leor Barack, University of Southampton
Alessandra Buonanno, Max Planck Institute for Gravitational Physics
Nathalie Deruelle, Laboratoire Astroparticule et Cosmologie
Guillaume Faye, Institut d’Astrophysique de Paris
David Langlois, Laboratoire Astroparticule et Cosmologie
Christophe Le Poncin-Lafitte, SYRTE, Observatoire de Paris
Eric Gourgoulhon, LUTH, Observatoire de Paris
Jean-Philippe Uzan, Institut d’Astrophysique de Paris

Résumé
Résumé : Ma recherche contribue à l’effort collectif visant à modéliser avec précision l’émission de rayonnement gravitationnel en provenance de systèmes binaires d’astres compacts, composés de trous noirs et d’étoiles à neutrons. Ceux-ci figurent parmi les principales sources pour les détecteurs interférométriques terrestres LIGO, Virgo et KAGRA, et le projet d’antenne gravitationnelle spatiale LISA. Cette recherche repose sur une partie du vaste corpus de connaissances solidement établies sur la physique des trous noirs, et vise à étendre ces résultats. J’expliquerai dans un premier temps comment deux des célèbres lois de la mécanique des trous noirs peuvent être généralisées à des systèmes binaires d’objets compacts en orbite circulaire. Je montrerai ensuite comment ces résultats peuvent être étendus à des orbites génériques et à des corps dotés d’un moment cinétique intrinsèque. Finalement, je passerai en revue certaines des nombreuses applications de la première loi de la mécanique des systèmes binaires d’objets compacts, avant de conclure et d’évoquer quelques pistes pour de futures recherches.

Summary : My research contributes to the ongoing, collective effort to model accurately the gravitational-wave emission from binary systems of compact objects, composed of black holes and neutron stars. Those are among the main targets for the ground-based interferometric detectors LIGO, Virgo and KAGRA, and the planned space-based gravitational antenna LISA. This research builds upon—and extends—part of a large body of well-established results on the physics of black holes. I will first discuss how two of the celebrated laws of black hole mechanics can be generalized to binary systems of compact objects moving along circular orbits. I will then show how those results can be extended to generic orbits and spinning compact binaries. Finally, I review some of the various applications of the first law of compact binary mechanics, before concluding and discussing some prospects for future research.

Composition du jury
Marie-Christine Angonin, Professeure, Sorbonne Université, Observatoire de Paris-SYRTE, France,
Frédéric Baudin, Astronome, Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Sud, France,
Patrick Boumier, Directeur de Recherche au CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Sud, France,
Marc-Antoine Dupret, Professeur, Université de Liège, Département d’Astrophysique, Belgique,
Arlette Noels- Grötsch, Université de Liège, Département d’Astrophysique, Belgique,
John Leibacher, Astronome, National Solar Observatory, Tucson, USA,

Résumé
La physique stellaire a connu ces dernières années des évolutions importantes et rapides. Une part des avancées est à mettre sur le compte de la sismologie stellaire et l’avènement de l’astérosismologie spatiale, grâce aux missions CoRoT et Kepler, qui ont permis d’augmenter significativement le nombre d’étoiles observées avec des oscillations mais également la qualité de ces observations. De nouveaux champs se sont alors ouverts et des synergies méthodologiques et scientifiques ont émergées. L’arrivée prochaine de la mission spatiale PLATO permettra d’exploiter au mieux toutes ces opportunités et laisse donc entrevoir que l’astérosismologie restera un domaine dynamique pour de nombreuses années encore.

Dans ce contexte, les pulsateurs de type solaire sont certainement ceux qui ont apporté la plus riche moisson de résultats scientifiques. J’aborderai certains aspects, principalement théoriques, sur lesquels j’ai travaillé. En premier lieu, suite à la multiplication des détections des étoiles présentant des oscillations semblables à celles observées dans le Soleil, une nouvelle façon de faire de la sismologie a émergée, c’est la sismologie d’ensemble. Cela va de l’utilisation de lois d’échelle afin d’obtenir des estimations précises des paramètres stellaires à l’exploitation des modes mixtes permettant de sonder le cœur des étoiles évoluées en passant par la mise en évidence du ralentissement du cœur de ces étoiles. La recherche d’un processus physique capable d’expliquer ces observations et donc de redistribuer le moment cinétique est devenu un enjeu majeur. Le second aspect qui sera abordé est lié à la physique des oscillations et à son lien avec les propriétés de la convection turbulente dans les étoiles de faible masse. Cette intrication est le résultat d’un couplage fort dont plusieurs observables viennent témoigner, à savoir : l’amplitude, la largeur, ou encore les fréquences de modes d’oscillation. J’aborderai donc les travaux que j’ai effectué autour de ces observables avec le souci constant de tenter d’appréhender au mieux la physique sous-jacente et ainsi faire le lien avec les propriétés de la turbulence. Obtenir des contraintes fortes sur la turbulence dans des régimes stellaires est en effet un objectif de long terme de mon travail.

Summary :
Stellar physics has undergone important and rapid evolutions in recent years. Part of these advances is due to stellar seismology and the advent of space-borne asteroseismology, thanks to the CoRoT and Kepler spacecrafts, which have significantly increased both the number of stars observed with oscillations and the quality of these observations. New fields have been opened and methodological and scientific synergies have emerged. The forthcoming arrival of the PLATO space mission will allow to exploit all these opportunities and let us foresee that asteroseismology will remain a dynamic field for many years to come.
In this context, the solar type pulsators are certainly those which brought the richest harvest of scientific results. I will discuss here some aspects, mainly theoretical, on which I have worked. First, following the multiplication of stars showing solar-like oscillations, a new way of doing seismology has emerged, it is the ensemble seismology. This goes from the use of scaling laws to obtain precise estimates of stellar parameters to the exploitation of so-called mixed modes to probe the core of evolved stars. This has allowed to highlight the slowing down of the core of these stars during their evolution and thus to emphasize the need for new physical processes to redistribute the angular momentum. The second aspect detailed here is related to the physics of oscillations and its link with the properties of turbulent convection in low mass stars. This entanglement is the result of a strong coupling between these two processes. Several observables testify to this coupling, namely : the amplitude, the width, or the frequencies of oscillation modes. I will approach the work I have done around these observables with the constant concern of trying to understand the underlying physics and thus make the link with the properties of turbulence. Obtaining strong constraints on turbulence in stellar regimes is indeed a long-term goal of my work.

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.