Archives des soutenances 2016

Composition du jury :

M. Christian BIZOUARD, Astronome adjoint, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Hélène SOL, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Véronique DEHANT, Professeur, Observatoire Royal de Belgique, Membre du jury
M. Patrick CHARLOT Directeur de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Membre du jury
M. Gérard PETIT, Docteur physicien du BIPM, Bureau International des Poids et Mesures, Rapporteur du jury
M. Cyril RON, Directeur de recherche, Académie des Sciences Tchèque, Rapporteur du jury
M. Sébastien LAMBERT, Astronome adjoint, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

Le modèle de nutation de référence (MHB2000) et le repère céleste international (ICRF2) ont été établis en 2000 et en 2009 respectivement. Les observations VLBI s’étant accumulées depuis, ce sont autant de nouvelles données permettant d’affiner la nutation et de mieux caractériser l’instabilité des radiosources constituant le repère céleste. L’allongement des données disponibles révèle des défauts dans la nutation de référence comme des fluctuations dans la position des radiosources. Il importe donc de réajuster les termes de nutation, tout en évaluant l’impact de l’instabilité du repère de référence céleste sur celle-ci. Dans un premier temps, nous déterminons des corrections significatives des termes de nutation du modèle MHB2000 jusqu’à 50 micro-seconde d’arc sur la base des séries opérationnelles de l’IVS. Nous en évaluons aussi l’incertitude. Notre intérêt s’est focalisé sur la nutation libre du noyau et un terme spectralement proche, le terme annuel rétrograde. Nous tentons de caractériser leur variabilité multi-annuelle, en amplitude, phase et fréquence, malgré la corrélation qui les affecte. Dans un second temps, nous avons étudié la stabilité du repère céleste par une étude approfondie des sources susceptibles de définir ce repère. De telles sources sont sélectionnées par analyse de variance d’Allan de leurs déplacements astrométriques. Cette analyse donne la « couleur » du bruit aléatoire qui affecte leurs positions en fonction des différentes échelles de temps correspondant à 30 ans d’observations VLBI. Plus précisément, nous sélectionnons les radiosources présentant un bruit blanc. Il en résulte que sur 123 sources parmi celles choisies pour l’ICRF2 en 2009, seules 40 respectent ce critère de stabilité sur la période 1985-2016. Ce nombre est insuffisant pour construire un repère céleste stable et des compromis sont nécessaires. Enfin, la propagation des erreurs des positions des radiosources sur la nutation a été caractérisée, expliquant le bruit anormalement grands de certaines séries de nutation diffusées par l’IVS.

Summary :

The reference nutation model (MHB2000) and the International Celestial Reference Frame (ICRF2) was established in 2000 and 2009 respectively. VLBI observations are being accumulated since and these are all new data to refine the nutation and better characterize the instability of radio sources constituting the celestial frame. The lengthening of the available data reveals defects in the reference wobble and fluctuations in the position of radio sources. It is important to adjust the nutation terms while assessing the impact of the instability of the celestial reference frame on it. Initially, we obtain significant corrections in terms of nutation model MHB2000 up to 50 micro-seconds of degree on the basis of IVS operational nutation time series. We also evaluate their uncertainty. Our interest is focused on the the free core nutation and a term closed in frequency, the retrograde annual term. We try to characterize the multi-annual variability, on amplitude, phase and period, despite correlation that affects both terms. Secondly, we study the stability of the celestial reference frame by a comprehensive study of the potential sources to define the frame. Such defining sources are selected by analysis using Allan variance of their astrometric displacements. This analysis gives the "color" of the random noise that affects positions based on different time scales corresponding to 30 years of VLBI observations. Specifically, we select radio sources with white noise. It follows that on 123 sources from those chosen for ICRF2 in 2009, only 40 meet this criterion of stability over the period 1985-2016. This number is too small to build a new celestial reference frame and compromises are necessary. Finally, errors propagation of radio position on nutation has been characterized, explaining the noise unusually large of some nutation time series diffused by the IVS.

Composition du jury :

Mme CARINE BABUSIAUX , Astronome adjoint, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. FRÉDÉRIC ARENOU, Ingénieur de Recherche CNRS, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. ALESSANDRO SPAGNA, Staff astronomer, INAF - Osservatorio, Astronomico di Torino, Rapporteur du jury
M. MARTIN GROENEWEGEN, Chef de travaux, Royal Observatory of Belgium, Rapporteur du jury
Mme CARME JORDI, Senior scientist, Universitat de Barcelona, Departament de Física Quàntica i Astrofísica, ICCUB-IEEC, Membre du jury
M. RÉZA SAMADI, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

La mission Gaia de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) a pour objectif de cartographier notre galaxie avec une précision astrométrique jamais atteinte auparavant. Il est donc particulièrement important que les données qui seront publiées soient rigoureusement validées afin d’assurer une qualité optimum au Catalogue. Ces validations sont faites par l’une des équipes de l’unité de coordination CU9 du Consortium Gaia DPAC (Data Processing and Analys Consortium) chargé par l’ESA de la production du Catalogue Gaia. Dans le cadre de cette thèse, nous avons mis en place toute l’infrastructure nécessaire à la validation du catalogue Gaia par comparaison avec des catalogues externes. Celle-ci gère toutes les interactions avec l’environnement global des validations et avec la base de données Gaia. Ensuite nous avons développé un ensemble de tests statistiques pour valider les données du premier catalogue Gaia (DR1). Ces tests concernent notamment l’homogénéité des données sur le ciel, la qualité des positions et de la photométrie de l’ensemble des étoiles de DR1 (plus d’un milliard d’étoiles, $V<20$) ainsi que celle des parallaxes et mouvements propres des étoiles de textitTycho-Gaia Astrometric Solution (TGAS), environ deux millions d’étoiles communes aux catalogues Gaia et Tycho-2 ($V<12$). Ces tests statistiques sur la DR1 sont opérationnels et ont déjà été appliqués très récemment sur des données préliminaires. Cela a déjà permis d’améliorer ces données (donc la qualité du catalogue), et d’en caractériser les propriétés statistiques. Cette caractérisation est essentielle à une exploitation scientifique correcte des données. Le premier catalogue Gaia sera publié à la fin de l’été 2016. Parmi les objets observés par Gaia, il y a une population d’étoiles particulièrement intéressantes, les étoiles du Red Clump (RC), très utilisées comme étalons de distance. Nous avons développé et testé deux méthodes pour modéliser les relations couleur-couleur (CC) et température effective - couleur dans toutes les bandes photométriques, de l’ultraviolet au proche-infrarouge. Elles permettront de caractériser le RC dans la bande G de Gaia dès la publication du catalogue : 1. en utilisant des modèles théoriques, et 2. empiriquement, en se basant sur une méthode Monte Carlo Markov Chain (MCMC). Pour cela nous avons très rigoureusement sélectionné des échantillons d’étoiles avec une bonne qualité photométrique, une bonne métallicité, déterminée par spectroscopie, une température effective homogène et une faible extinction interstellaire. À partir de ces calibrations CC et température-couleur, nous avons ensuite développé une méthode par Maximum de Vraisemblance qui permet de déterminer les magnitudes absolues, les températures et les extinctions des étoiles du RC. Les couleurs et extinctions ainsi obtenues ont été testées sur des étoiles avec des températures effectives mesurées spectroscopiquement et une extinction déterminée par la mesure des Bandes Diffuses Interstellaires (DIB). Ces propriétés intrinsèques des étoiles du RC vont permettre de caractériser le Red Clump Gaia et de calibrer, dans la bande Gaia, la magnitude absolue de cet étalon de distance, premier échelon essentiel de la détermination des distances dans l’Univers.

Summary :

The Gaia mission of the European Space Agency (ESA) aims to map our galaxy with an unprecedented astrometric precision. It is therefore very important that the data that will be published be rigorously validated to ensure an optimal quality in the Catalogue. These validations are done by one of the teams of the coordination unit CU9 of the Gaia DPAC Consortium (Data Processing and Analysis Consortium) commissioned by ESA of the Gaia catalogue production. As part of this thesis, we implemented all the necessary infrastructure to validate the Gaia catalogue by comparison with external catalogues. This last manages all the interactions with the global environment of validations and with the Gaia database. Then we developed a set of statistical tests to validate the data from the first Gaia catalogue (DR1). These tests relate in particular to the homogeneity of data on the sky, the quality of the positions and of photometry of all the stars of DR1 (more than a billion stars, $V <20$) as well as that of the parallaxes and proper motions for textitTycho-Gaia Astrometric Solution (TGAS) stars, around two million stars in common in Gaia and Tycho-2 catalogues ($V <12$). These DR1 statistical tests are operational and were already applied very recently on preliminary data. This has improved the data (thus the quality of the catalog) as well as allowed to characterize the statistical properties. This characterisation is essential for a correct scientific exploitation of the data. The first Gaia catalogue will be released in late summer 2016. Among the objects that Gaia observes, there is a population of stars particularly interesting, the Red Clump (RC) stars, widely used for distance indicators. We developed and tested two methods to model the colour-colour (CC) and effective temperature - colour relations in all photometric bands, from the ultraviolet to the near infrared. They will allow us to characterize the RC in the Gaia G band upon publication of the catalogue : 1. using theoretical models, and 2. empirically, based on a Monte Carlo Markov Chain (MCMC) method. For this we have very carefully selected samples of stars with a good photometric quality, good metallicity determined by spectroscopy, an homogeneous effective temperature and a low interstellar extinction. From these CC and temperature-colour calibrations, we then developed a Maximum Likelihood method that allows to derive absolute magnitudes, temperatures and extinctions of the RC stars. Estimates of colours and extinctions are tested on stars with spectroscopically measured effective temperatures and an extinction determined by the measurement of Diffuse Interstellar Bands (DIB). These intrinsic properties of RC stars will allow to characterize the Gaia RC and calibrate, within the Gaia G band, the absolute magnitude of this standard candle, first essential step of determining distances in the Univers.

Composition du jury :

M. Jacques LE BOURLOT, Professeur des universités, LERMA, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Peter SCHILKE, Professeur des universités, I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln, Directeur de thèse
Mme Joachim SAUR, Professeur des universités, Institut für Geophysik und Meteorologie, Universität zu Köln, Membre du jury
Mme Dominique BOCKELéE-MORVAN, Directeur de recherche, LESIA, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Guillaume PINEAU DES FORêTS, Professeur des universités, IAS, Paris XI, Membre du jury
M. Álvaro SáNCHEZ-MONGE, Docteur, I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln, Membre du jury
M. Didier DESPOIS Directeur de recherche Observatoire de Bordeaux OASU/LAB Rapporteur du jury
M. Sebastian WOLF Professeur des universités Institut für Theoretische Physik und Astrophysik Abteilung Astrophysik, Universität zu Kiel Rapporteur du jury

Résumé :

Les conditions menant à la formation des étoiles massives sont toujours étudiées mais un scénario de leur évolution a été avancé : Lors de l’effondrement d’un coeur froid pré-stellaire sous l’effet de la gravité, le milieu se réchauffe et entre ainsi dans la phase de coeur chaud moléculaire (CCM). La proto-étoile centrale en formation accrète de la matière, augmentant sa masse et sa luminosité, et finalement devient suffisamment évoluée pour émettre des photons UV qui irradient l’entourage de l’étoile formant ainsi une région HII hypercompact (HC), puis une région HII ultracompact (UC). À ce stade, une région de photo-dissociation (PDR) se forme entre la région HII et le coeur moléculaire. La composition chimique du milieu nous permet de connaître les processus physiques ayant lieu pendant les différentes phases de la formation des étoiles. De plus, la chimie nous permet également de déterminer le stade de l’évolution d’un objet astrophysique par l’utilisation de codes chimiques incluant l’évolution temporelle de la température et du champ de rayonnement. Jusqu’à présent, peu d’études ont examiné les PDRs internes et cela a été uniquement en présence d’une cavité formée par un écoulement (appelé ici outflow) de matière depuis les pôles de la proto-étoile vers le milieu environnant. La connaissance de ces régions uniques autour des régions HII hypercompact et ultracompact restent donc à approfondir. Ma thèse de doctorat se concentre sur l’évolution spatio-temporelle de la chimie dans les régions HII hypercompact et ultracompact avec des PDRs internes aussi bien que dans les coeurs chauds moléculaires. Le but de cette étude est, premièrement, de comprendre l’impact et les effets sur la chimie du champ de rayonnement, en énéral très fort dans ces régions. Deuxièmement, le but est d’étudier l’émission de diverses espèces spécifiques aux régions HII HC/UC et de comparer cette émission à celle des CCMs, où le champ de rayonnement UV n’a pas d’influence car il est immédiatement atténué par le milieu. En fin de compte nous voulons déterminer l’âge d’une région donnée en utilisant la chimie associée au transfert radiatif. Pour étudier ces stades transitoires de la formation des étoiles massives, nous utilisons le code astrochimique Saptarsy optimisé et amélioré pendant cette thèse de doctorat. Saptarsy est un code gaz-grain calculant l’évolution spatio-temporelle d’abondances relatives. Il est basé sur l’approche des équations des taux de réactions et utilise le réseau chimique OSU (Université de l’État de l’Ohio) mis à jour. De plus, Saptarsy est couplé au code de transfert radiatif RADMC-3D via un programme, basé sur le langage Python, nommé Pandora. Ceci est fait afin d’obtenir des spectres synthétiques directement comparables avec des observations en utilisant l’évolution spatio-temporelle détaillée des abondances chimiques. En plus de la comparaison entre un modèle de région HII HC/UC avec un modèle de CCM, nous obtenons des modèles pour des tailles différentes de régions HII, pour plusieurs densités au front d’ionisation et pour deux profils de densité. Nous étudions les abondances qui dépendent de manière critique des conditions initiales et nous explorons aussi l’importance de l’émission venant de l’enveloppe pour diverses espèces chimiques. Nous constatons que parmi la douzaine d’espèces que nous avons étudiées seulement quatre d’entre elles sont spécifiques à la phase de région HII ou à la phase de coeur chaud. Ces espèces sont C+ et O pour la première phase et CH3OH et H218O pour la deuxième phase. Cependant, un plus grand nombre d’espèces pourrait être utiliseées pour étudier et identifier ces phases.

Summary :

Conditions leading to the formation of high-mass stars are still under investigation but an evolutionary scenario has been proposed : As a cold pre-stellar core collapses under gravitational force, the medium warms up and enters the hot molecular core (HMC) phase. The forming central proto-star accretes materials, increasing its mass and luminosity and eventually it becomes sufficiently evolved to emit UV photons which irradiate the surrounding environment forming a hyper compact (HC) and then a ultracompact (UC) HII region. At this stage, a very dense and very thin internal photon-dominated region (PDR) forms between the HII region and the molecular core. Information on the chemistry allows to trace the physical processes occurring in these different phases of star formation. Therefore, chemistry also allows the determination of the evolutionary stage of astrophysical objects through the use of chemical models including the time evolution of the temperature and radiation field. So far, few studies have investigated internal PDRs and only in the presence of outflows cavities. Thus, these unique regions around HC/UCHII regions remain to be examined thoroughly. My PhD thesis focuses on the spatio-temporal chemical evolution in HC/UC HII regions with internal PDRs as well as in HMCs. The purpose of this study is first to understand the impact and effects of the radiation field, usually very strong in these regions, on the chemistry. Secondly, the goal is to study the emission of various tracers of HC/UCHII regions and compare it with HMCs models, where the UV radiation field does not impact the region as it is immediately attenuated by the medium. Ultimately we want to determine the age of a given region using chemistry in combination with radiative transfer. To investigate these transient phases of massive star formation, we use the astrochemical code Saptarsy optimized and improved during this PhD thesis. Saptarsy is a gas-grain code computing the spatio-temporal evolution of relative abundances. It is based on the rate equation approach and uses an updated Ohio State University (OSU) chemical network. Moreover, Saptarsy works along with the radiative transfer code RADMC-3D via a Python based program named Pandora. This is done in order to obtain synthetic spectra directly comparable to observations using the detailed spatio-temporal evolution of species abundances. In addition to comparing a HC/UCHII region to a HMC model, we obtain models for different sizes of HII regions, for various densities at the ionization front and for two different density profiles. We investigate the critical dependance of the abundances on the initial conditions and we also explore the importance of the emission coming from the envelope for various species. We find that among the dozen of molecules and atoms we have studied only four of them trace the UC/HCHII region phase or the HMC phase. They are C+ and O for the first and CH3OH and H218O for the second phase. However, more species could be studied to probe and identify these phases.

Composition du jury :

M. Milan MAKSIMOVIC, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Arnaud ZASLAVSKY, Maître de conférences, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Stevo ŠEGAN, Professeur , Faculté de Mathématiques, Université de Belgrade Directeur de these
M. Hervé LAMY, Docteur , Institut Royal d’Aéronomie Spatiale de Belgique, Rapporteur du jury
M. Adolfo FIGUEROA VINAS, Doctor , NASA Goddard Space Flight Center, Rapporteur du jury
M. Jagoš PURIć Professeur émérite, Faculté de Physique, Université de Belgrade Membre du jury
M. Dušan JOVANOVIC, Professeur, Institut de Physique, Université de Belgrade, Membre du jury
M. Christophe SAUTY, Professeur, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé

La spectroscopie de bruit quasi-thermique est une méthode précise de déterminat-ion de la densité et de la température dans les plasmas spatiaux. Lorsqu’une antenne électrique est immergé dans un plasma, elle est capable de mesurer les fluctuations électrostatiques provoquées par le mouvement thermique des particules de plasma. Ces fluctuations sont détectées par la densité de puissance spectrale aux bornes de l’antenne, en observant un spectre à des fréquences comparables à la fréquence plasma électronique aussi bien pour les électrons que pour les protons, car le signal du proton est fortement décalé Doppler vers des fréquences plus élevées en raison de la vitesse de dérive du vent solaire. En plus d’induire le champ électrique fluctuant, une partie des électrons impactent sur la surface de l’antenne, ce qui provoque des perturbations de son potentiel électrique. Le signal provoqué par cette population est directement proportionnelle au flux d’électrons du plasma impactant l’antenne et est dominante si l’antenne a une grande surface. Dans ce travail, nous utilisons la théorie de l’orbite limite pour calculer le flux de particules impactantes pour un plasma non thermique décrit par fonction de distribution de vitesses $\kappa$ ou Lorentzienne, communément mesurée dans le vent solaire. L’augmentation de la collecte de particules par des objets cylindriques et sphériques est quantifié et présenté en tant que fonction du potentiel électrostatique de surface et de la fraction des particules supra-thermique. La prise en compte de ces résultats théoriques est absolument nécessaire pour des mesures précises des paramètres du plasma à chaque fois que le bruit d’impact est l’élément dominant dans le spectre de puissance. Ceci est le cas pour STEREO, car les bruit d’impact est dominant pour cette sonde, en raison de la présence d’antennes courtes et épaisses. L’étude approfondie des données sur cette mission est motivée par le fait que ses analyseurs d’électrons sont défectueux depuis le lancement et aucune information sur les électrons thermiques n’est disponible. Les résultats obtenus sont vérifiés en comparant avec les résultats de Wind, montrant une bonne concordance entre les valeurs mesurées par les deux satellites. Les incertitudes des mesures sont déterminées par les incertitudes des instruments utilisés et sont estimés à environ $40\%$. Le résultat final de ce travail sera l’établissement d’une base de données des moments d’électrons pour les deux sondes STEREO A et B qui couvriront toute la durée de la mission. Dans une seconde partie de la thèse, nous utilisons l’approche cinétique pour étendre la théorie du bruit quasi-thermique à des plasmas où les collisions des électrons avec les neutres jouent un rôle dominant. Cette technique permet de mesurer la densité et la température des électrons, et aussi la fréquence des collisions en tant que paramètres indépendants. Ceci est obtenu sur une large gamme de fréquences aussi bien en dessous qu’au dessus de la fréquence plasma, pour peu que le rapport entre la fréquence de collision et fréquence de plasma ne soit pas inférieur à 0.1. Les résultats présentés ici peuvent potentiellement être appliqués avec succès dans les plasmas de laboratoire et ionosphères non magnétisés, tandis que pour l’ionosphère de la Terre leur utilisation est limitée aux fréquences basses à cause de la présence d’un champ magnétique fort.

Summary :

The quasi-thermal noise spectroscopy is an accurate method of determination of density and temperature in space plasmas. When an electric antenna is immersed into a plasma, it is able to measure electrostatic fluctuations caused by the thermal motion of plasma particles. These fluctuations are detected as the power spectral density at the antenna terminals, observing a spectrum at frequencies comparable to the electron plasma frequency for both electrons and protons, since the proton signal is strongly Doppler-shifted towards higher frequencies due to the solar wind drift velocity. Beside inducing the fluctuating electric field, some of the electrons are impacting the antenna surface, causing disturbances of the antenna electric potential. The signal caused by this population is directly proportional to the flux of plasma electrons impacting the antenna and is dominant if the antenna has a large surface area. In this work, we use the orbit limited theory to calculate the incoming particle flux for a non-thermal plasma described by $\kappa$ velocity distribution function, commonly measured in the solar wind. The increase in the particle collection by cylindrical and spherical objects is quantified and presented as a function of the surface electrostatic potential and the fraction of supra-thermal particles. Including these results into the theory has turned out to be absolutely necessary for accurate measurements of the plasma parameters whenever the shot noise is the dominant component in the power spectrum. This is the case for STEREO because the impact noise is overwhelming on this probe, due to the presence of short and thick antennas. The comprehensive study of data on this mission is motivated by the fact that the electron analyzers are malfunctioning since launch and no information on thermal electrons is available. Results obtained are verified by comparing with the results from Wind, showing a good match between the values measured by the two spacecraft. Uncertainties of the measurements are determined by the uncertainties of the instruments used and are estimated to be around $40\%$. The final outcome of this work will be establishing a database of the electron moments in both STEREO A and B that will be covering the entire duration of the mission. In the second part of the thesis, we use the kinetic approach to expand the theory of the quasi-thermal noise to plasmas where electron-neutral collisions play a dominant role. This technique is able to measure the electron density, temperature and the collision frequency as independent parameters using the wide frequency range both below and above the plasma frequency, if the ratio of the collisional to plasma frequency is not smaller than 0.1. The results presented here have can be potentially applied in laboratory plasmas and unmagnetized ionospheres, while at the ionosphere of Earth their use is limited to low frequencies due to the presence of the magnetic field.

Composition du jury :

M. Benoit LAVRAUD, Chargé de Recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury
Mme Silja POHJOLAINEN, Adjunct Professor, University of Turku, Rapporteur du jury
Mme Karine BOCCHIALINI, Professeur, Institut D’Astrophysique Spatiale, Membre du jury
M. Christophe SAUTY, Professeur, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Karl-Ludwig KLEIN, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Lela TALIASHVILI, Profesora, CINESPA, Membre du jury

Résumé :
La couronne solaire est un milieu très dynamique : les instabilités du champ magnétique, qui structure le plasma, conduisent à l’accélération et le chauffage des particules chargées et à l’éjection de grandes structures dans l’héliosphère, les éjections coronales de masse (EMC). Ces structures magnétiques éjectées peuvent interagir avec le champ magnétique de la Terre et affecter le plasma de l’environnement spatial. L’étude de l’origine et de la propagation de ces émissions est d’intérêt pour l’astrophysique en générale et pour la météorologie de l’espace. La compréhension des processus de base est une condition importante pour l’élaboration des méthodes de prévision des arrivées de ces perturbations à la Terre, en utilisant des observations de la couronne solaire. Les EMCs sont observées et étudiées à travers des images coronographiques. La limitation fondamentale du coronographe est qu’il montre la couronne seulement dans le plan du ciel, donc il bloque, forcément, la vue sur le disque solaire. Mais la géo-effectivité d’une EMC dépend essentiellement de la proximité à la ligne Soleil- Terre et les mesures de la vitesse et l’évolution dans la basse couronne ne sont pas accessibles au travers des observations coronographiques. Cette thèse présente l’étude des EMCs en trois étapes : (1) une étude de cas de l’évolution EMC dans la basse couronne et son rôle dans l’accélération des particules, (2) la relation entre la polarisation de l’émission de sursauts radio de type IV associée aux EMCs dans la couronne et l’orientation du champ magnétique observé quand les EMCs arrivent à la Terre, et (3) des estimations de la vitesse des EMCs à partir des émissions X et radio associées pour les prévisions des temps d’arrivée des EMCs à la Terre. Des études avec le Radiohéliographe de Nançay (NRH) suggèrent que les images aux longueurs d’onde métriques peuvent tracer l’évolution des EMCs bien avant qu’elles deviennent visibles dans la couronne. Ce diagnostic dans ce travail est illustré par l’étude de l’événement éruptif du 26 Avril 2008. Nous effectuons une analyse détaillée en combinant les observations radio (NRH et DAM, Wind / WAVES spectrographe) et les observations de la couronne avec des satellites dans l’EUV et en lumière blanche, ainsi que des mesures ‘in situ’ des particules énergétiques solaires (PES) près de 1UA (satellites SoHO et STEREO). En combinant des images prises à partir de plusieurs points de vue, nous avons pu déduire l’évolution 3D en fonction du temps du front de l’éjection de mass qui s’est développée autour de la EMC. Enfin, nous avons identifié trois régions différentes d’accélération des particules associées à l’évolution de la même EMC, séparées en longitude d’environ 140o. Les observations de cet événement ont montré qu’il est trompeur d’interpréter les mesures multi-satellites des PES en termes d’une seule région d’accélération dans la couronne (Salas-Matamoros et al, 2016, A&A, Vol 590, id.A135, 15 pp). Nous voulons explorer aussi s’il existe une relation entre le sens de la polarisation des sursauts radio de type IV et de l’orientation du champ magnétique observé à la Terre basée sur l’étude dans la basse couronne des EMCs dirigées vers la Terre. L’idée de base est que le sens de polarisation de l’émission radio est liée à l’orientation du champ magnétique dans la structure solaire en l’éruption. Ce travail est en cours. Il sera inclus dans le manuscrit de la thèse pour ce qui concerne l’étude de la polarisation des sursauts de type IV, mais le travail sur la relation avec le champ magnétique des EMC au voisinage de la Terre n’est pas encore fini. Finalement, nous explorons les estimations radiatives (rayon X mou et microondes) de la vitesse de EMC dirigées vers la Terre. Nous présentons une réévaluation des relations statistiques entre les vitesses des EMC au bord du Soleil, où les effets de projection sont minimisés, et les paramètres radiatifs, en utilisant le catalogue SOHO / LASCO pour les mesures des vitesses des EMC, et en analysant les observations du satellite GOES (rayons X) et des observations microondes (Nobeyama et Réseau RSTN). Nous déterminons les fluences radiatives et les utilisons pour estimer les vitesses des EMCs dirigées vers la Terre, ainsi que le modèle empirique de propagation interplanétaire développé par Gopalswamy et al. (2001), pour faire des prévisions des temps d’arrivée des EMCs et de leurs vitesses à la Terre. Ces prévisions sont comparées avec les observations prévisions basées sur les mesures coronographiques. Un premier article a été publié (Salas-Matamoros et Klein, 2015. Sol. Phys, V 290, Issue 5, pp.1337-1353) et le deuxième a été soumis à la revue Journal of Space Weather and Space Climate.

Summary :

The solar corona is a highly dynamical medium : instabilities of the magnetic field, which structures the plasma, lead to the acceleration and heating of charged particles and to the ejection of large structures into the heliosphere, the Coronal Mass Ejections (CMEs). These ejected magnetic structures can interact with the Earth’s magnetic field and thereby affect the plasma environment and the high atmosphere of the Earth. It also leads to the induction of electric currents in the ground at high geometric latitudes. Studying the origin and propagation of CMEs is of interest for both astrophysics in general and space weather applications. The understanding of the basic processes is indeed a pre-requisite for developing prediction methods of potentially geo-effective disturbances based on observations of the solar corona.

The CMEs are observed and studied through coronographic images. The basic limitation of the coronagraph is that it shows the corona only in the plane of the sky, and blocks by necessity the view on the solar disk. But the geoeffectiveness of a CME depends crucially on the proximity to the Sun-Earth line and the onset and early evolution of CMEs in the low corona are not accessible to coronographic observations. One of the problems is the difficulty to estimate of the arrival time of a CME at Earth, because direct coronographic measurements of the propagation speed of Earth-directed CMEs are not possible from the Sun-Earth line.

This thesis presents the study of CMEs in three different stages : (1) a case study of the CME evolution in the low corona and of its role in particle acceleration, (2) the relationship between the polarisation of the type IV radio emission associated with Earth-directed CMEs in the corona and the orientation of the magnetic field observed as the CMEs arrive at the Earth, and (3) the estimation of the travel times of CMEs to the Earth.

Radio imaging of the low-coronal manifestations of CMEs is able to show the signatures on the solar disk. Previous studies with the Nançay Radioheliograph (NRH) suggest indeed that radio images at metric wavelengths track the early evolution of CMEs well before they become visible in the corona. The examination of the CME evolution in the low corona developed in this work was illustrated through the study of the eruptive event on 26 April 2008, which offered a unique opportunity to investigate the physical link between a single well-identified CME, electron acceleration as traced by radio emission, and the production of solar energetic particles (SEPs) observed in the space. We conduct a detailed analysis combining radio observations (NRH and Decameter Array, Wind/WAVES spectrograph) with remote-sensing observations of the corona in extreme ultraviolet (EUV) and white light as well as in-situ measurements of energetic particles near 1AU (SoHO and STEREO spacecraft). By combining images taken from multiple vantage points we were able to derive the time-dependent evolution of the 3-D pressure front developing around the erupting CME. Finally, we identified, from the radio and SEP observations, three different particle acceleration regions associated to the evolution of the same CME, separated in longitude by about 140o. The observations for this event showed that it is misleading to interpret multi-spacecraft SEP measurements in terms of one acceleration region in the corona. An article (Salas-Matamoros, Klein and Rouillard) has been submitted to Astronomy & Astrophysics journal.

Besides, we want to explore if there is a relationship between the orientation of the polarity of type IV radio bursts and the orientation of the magnetic field observed at the Earth based on the study of Earth-directed CMEs in the low corona. The basic idea is that the sense of polarization of the radio emission reflects the orientation of the magnetic field in the erupting solar structure. This is work in progress that will be included in the manuscript of the thesis but it is not totally developed yet.

Another issue Space Weather faces is the determination of CME arrival time at Earth based on their propagation speed. It is known that the fundamental tool to measure CME speeds in the corona is coronography, but the Earth-directed speed of a CME cannot be measured by a coronagraph located on the Sun-Earth line. Various proxies have been devised, based on the coronographic measurement. As an alternative, we explore radiative proxies. Both observation and theory reveal that the dynamics of a CME in the low corona are closely related to the evolution of the energy release in the associated flare as traced by the soft X-ray and microwave emission. We present a reassessment of the statistical relationships between limb-CME velocities and radiative parameters, using the SOHO/LASCO catalog, GOES and microwave (from NoRP and RSTN) observations. Then we use the radiative fluences as proxies of CME speed of Earth-directed CMEs, together with the empirical interplanetary acceleration model devised by Gopalswamy et al. (2001), to predict the CME arrival time at Earth. These predictions are compared with observed arrival times and with the predictions based on coronographic measurements. A first article has been published (Salas-Matamoros and Klein, 2015. Solar Physics, in press arXiv:1503.08613). I am presently writing the second one.

Composition du jury :

M. Guy PERRIN Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Thibaut PAUMARD, Chargé de recherche CNRS, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Stefan GILLESSEN, Astronome, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Membre du jury
M. Luc BLANCHET, Directeur de recherche CNRS, Institut d’Astrophysique de Paris, Rapporteur du jury
M. Will CLIFFORD, Professor, Department of Physics, Rapporteur du jury
M. Eric GOURGOULHON, Directeur de recherche CNRS, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Denis MOURARD, Directeur de recherche CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur , Membre du jury
M. Jacques LASKAR, Directeur de recherche CNRS, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

Le Centre Galactique abrite en son cœur un objet compact de plusieurs millions de masses solaires. L’hypothèse faite à l’heure actuelle est que cet objet serait un trou noir supermassif décrit par la relativité générale. L’instrument de seconde génération du Very Large Telescope Interferometer, GRAVITY, va permettre d’apporter des réponses quant à la réelle nature de cet objet. Grâce à sa précision astrométrique de 10 microsecondes d’angle, il va pouvoir sonder l’espace-temps en champ fort via l’observation des étoiles et du gaz situés à proximité de l’objet central. Au cours de ma thèse j’ai mis au point un modèle permettant de simuler les observations d’orbites d’étoiles de GRAVITY, l’objectif étant d’extraire à l’aide de celui-ci les paramètres fondamentaux du candidat trou noir central ainsi que les effets relativistes. Pour cela, j’ai utilisé le code de tracé de rayons GYOTO développé à l’Observatoire de Paris. Ce code permet de calculer des trajectoires d’étoiles et de photons obtenues en présence d’un objet compact. Il est alors possible de simuler les positions apparentes d’étoiles en orbite autour du Centre Galactique en calculant leur image relativiste. J’ai d’abord validé le calcul des trajectoires des photons effectué dans GYOTO. Grâce à des tests effectués en déflexion faible et forte, j’ai pu démontrer que GYOTO était hautement satisfaisant pour simuler les observations GRAVITY. En effet, j’ai montré que l’erreur sur le calcul des géodésiques de genre lumière était inférieure à environ 10^-2 microseconde d’angle, et cela même pour de grandes distances d’intégration. Je me suis ensuite intéressée à l’étude d’une étoile appelée S2 qui a contribué à fortement contraindre la masse de l’objet central. Sa proximité au Centre Galactique fait d’elle une cible idéale pour sonder l’espace-temps en champ fort. En particulier, j’ai estimé quels étaient les temps minimaux d’observation nécessaires pour détecter des effets relativistes à l’aide de mesures astrométriques et spectroscopiques obtenues sur l’étoile S2. Pour cela, j’ai mis en place plusieurs modèles d’orbites prenant en compte chacun un certain nombre d’effets relativistes. Le modèle le plus précis est obtenu en relativité générale complète avec le code GYOTO. Néanmoins, puisque l’étoile S2 est suffisamment éloignée de l’objet compact, ce modèle néglige certains effets de lentilles gravitationnelles telles que les images secondaires et l’amplification des images primaires. Par ailleurs, je me suis également intéressée à la contraindre du moment cinétique du candidat trou noir central avec cette étoile. En particulier, j’ai déterminé, grâce au modèle le plus précis mis en place ici, qu’il était possible de contraindre la norme et la direction du moment cinétique avec une incertitude d’environ 0,1 et 20 degrés, respectivement, et cela en considérant des observations obtenues sur trois périodes de S2 et des précisions de 10 microsecondes d’angle et 10 km/s. En vue de la possible détection d’étoiles plus proches du Centre Galactique par GRAVITY, j’ai développé un modèle prenant en compte les effets de lentilles négligés dans le modèle précédent. Néanmoins, afin de minimiser le temps de calcul demandé par celui-ci, j’ai déterminé une zone de l’espace dans laquelle il était tout de même possible d’utiliser ce dernier. Enfin, j’ai étudié l’influence de corps du Système Solaire sur les mesures astrométriques de GRAVITY, c’est-à-dire sur la séparation angulaire entre deux sources du Centre Galactique. Cette étude a montré que ces mesures différentielles n’étaient déviées que de quelques microsecondes d’angle par la perturbation gravitationnelle engendrée par le Soleil. Cependant, celles-ci sont modifiées de plusieurs centaines de microsecondes d’angle par l’effet d’aberration induit par le mouvement de la Terre par rapport aux sources du Centre Galactique. Il sera donc nécessaire de prendre en compte cet effet lors de l’interprétation des données obtenues par GRAVITY.

Summary :

Decades of studies have demonstrated the presence of a compact object of several million solar masses at the center of the Galaxy. Nowadays, the assumption is that this compact object is probably a supermassive black hole described by general relativity. The second generation instrument at the Very Large Telescope Interferometer, GRAVITY, is expected to better constrain the nature of this central object. By using its astrometric accuracy of about 10 microarcseconds, it will probe spacetime in strong gravitational fields by observing stars and gas located near the compact object. During my PhD I have developed a stellar-orbit model in order to interpret the future GRAVITY observations. By using this model it will be possible to extract the central black hole candidate parameters and relativistic effects. To implement the model, I used the ray-tracing code GYOTO developed at Observatoire de Paris. This code allows computing star and photon trajectories obtained in the vicinity of a compact object. It is thus possible to simulate apparent positions of stars orbiting the Galactic Center by computing relativistic images. My work started by validating the photon trajectories computed in GYOTO. By doing tests in both weak- and strong-deflection limits, I have shown that the GYOTO code is highly qualified to simulate GRAVITY observations. Indeed, the error made on the photon trajectories is inferior to 10^-2 microarcsecond, even when integrating over large distances. Then, I was interested in studying a star called S2 that contributed to importantly constrain the mass of the central object. This star is the second closest star to the Galactic Center and has an orbital period of about 16 years. Nowadays, we do not know whether closer-in stars will be discovered by GRAVITY. It is thus important to extract as much information as possible from this star. In particular, I have estimated the minimal observation times needed to detect relativistic effects by using astrometric and spectroscopic measurements of S2. To do so, I have developed different stellar-orbit models taking into account a certain number of relativistic effects. The more accurate model is obtained by using the ray-tracing code GYOTO and considering all relativistic effects. However, as the S2 star is sufficiently far from the compact object, this model neglects certain gravitational lensing effects such as the secondary images and the primary images amplification. Besides, I was also interested in the possibility of constraining the angular momentum of the central black hole candidate with the S2 star. In particular, I have shown that with a model which does not use ray-tracing, the norm and the direction of the angular momentum can be constrained with an uncertainty of about 0.1 and 20 degrees, respectively, by using observations obtained during three periods of S2 and with accuracies reaching 10 microarseconds and 10 km/s. Since closer-in stars could be detected by GRAVITY, I have developed a more accurate stellar-orbit model taking into account the lensing effects neglected in the previous model. However, in order to minimize the computing time required by this model, I determined a volume in which it is possible to neglect both the secondary images and the primary images amplification. Finally, I have studied the impact of different components of the Solar System on astrometric positions measured by GRAVITY. This study has shown that those measurements are deviated by an amount of a few microarcseconds by the gravitational perturbation generated by the Sun. However, those apparent positions are shifted by several hundred microarcseconds by the aberration effect due to the movement of the Earth with respect to the Galactic Center. It is thus necessary to take into account this effect in future interpretations of GRAVITY

Composition du jury :

M. Gilles METRIS, Astronome, Observatoire de la Côte d’Azur Géoazur UMR 7329, Directeur de these
M. Martin HEWITSON, Docteur, Albert-Einstein-Institut Max-Planck-Institut fuer Gravitationsphysik und Universitaet Hannover, Rapporteur du jury
M. Pieter VISSER, Professeur, Faculty of Aerospace Engineering Delft University of Technology, Rapporteur du jury
M. Peter WOLF Directeur de recherche CNRS, Systèmes de Référence Temps-Espace (SYRTE) Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Bruno CHRISTOPHE, Ingénieur chef d’unité, Office National d’Etudes et de Recherches Aérospatiales, Co-encadrant de these
Mme Isabelle PANET, Chercheur IGN, Institut National de l’Information Géographique et forestière (IGN) / Laboratoire de Recherche en Géodésie (LAREG), Membre du jury
M. François MIGNARD, Directeur de recherche CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur Lagrange, Membre du jury
M. Jean-Luc STARCK Directeur de recherche CEA, CEA Saclay, Membre du jury

Résumé :
Le Principe d’Equivalence (PE) est un pilier fondamental de la Relativité Générale. Il est aujourd’hui remis en question par les tentatives d’élaborer une théorie plus exhaustive en physique fondamentale, comme la théorie des cordes. La mission spatiale MICROSCOPE vise à tester ce principe à travers l’universalité de la chute libre, avec un objectif de précision de 10-15, c’est-à-dire un gain de deux ordres de grandeurs par rapport aux expériences actuelles. Le satellite embarque deux accéléromètres électrostatiques, chacun intégrant deux masses-test. Les masses de l’accéléromètre servant au test du PE sont de compositions différentes, alors que celles de l’accéléromètre de référence sont constituées d’un même matériau. L’objectif est de mesurer la chute libre des masses-test dans le champ gravitationnel de la Terre, en mesurant leur accélération différentielle avec une précision attendue de 10-12 ms-2Hz-1/2 dans la bande d’intérêt. Une violation du PE se traduirait par une différence périodique caractéristique entre les deux accélérations. Cependant, diverses perturbations sont également mesurées en raison de la grande sensibilité de l’instrument. Certaines d’entre elles, comme les gradients de gravité et d’inertie, sont bien définies. En revanche d’autres ne sont pas modélisées ou ne le sont qu’imparfaitement, comme le bruit stochastique et les pics d’accélérations dus à l’environnement du satellite, qui peuvent entraîner des saturations de la mesure ou des données lacunaires. Ce contexte expérimental requiert le développement d’outils adaptés pour l’analyse de données, qui s’inscrivent dans le cadre général de l’analyse des séries temporelles par régression linéaire. On étudie en premier lieu la détection et l’estimation de perturbations harmoniques dans le cadre de l’analyse moindres carrés. On montre qu’avec cette technique la projection des perturbations harmoniques sur le signal de violation du PE peut être maintenue à un niveau acceptable. On analyse ensuite l’impact des pertes de données sur la performance du test du PE. On montre qu’avec l’hypothèse pire cas sur la fréquence des interruptions de données (environ 300 interruptions de 0.5 seconde par orbite, chiffre évalué avant le vol), l’incertitude des moindres carrés ordinaires est multipliée par un facteur 35 à 60. Pour compenser cet effet, une méthode de régression linéaire basée sur une estimation autorégressive du bruit est développée, qui permet de décorréler les observations disponibles, sans calcul ni inversion directs de la matrice de covariance. La variance de l’estimateur ainsi construit est proche de la valeur optimale, ce qui permet de réaliser un test du PE au niveau attendu, même en présence de pertes de données fréquentes. On met également en place une méthode pour évaluer plus précisément la DSP du bruit à partir des données disponibles, sans utilisation de modèle a priori. L’approche est fondée sur une modification de l’algorithme espérance-maximisation (EM) avec une hypothèse de régularité de la DSP, en utilisant une imputation statistique des données manquantes. On obtient une estimée de la DSP avec une erreur inférieure à 10-12 ms-2Hz-1/2. En dernier lieu, on étend les applications de l’analyse de données en étudiant la faisabilité de la mesure du gradient de gravité terrestre avec MICROSCOPE. On évalue la capacité de cette observable à déchiffrer la géométrie des grandes échelles du géopotentiel. Par simulation des signaux obtenus à partir de différents modèles du manteau terrestre profond, on montre que leurs particularités peuvent être distinguées.

Summary :

The Equivalence Principle (EP) is a cornerstone of General Relativity, and is called into question by the attempts to build more comprehensive theories in fundamental physics such as string theories. The MICROSCOPE space mission aims at testing this principle through the universality of free fall, with a target precision of 10-15, two orders of magnitude better than current on-ground experiments. The satellite carries on-board two electrostatic accelerometers, each one including two test-masses. The masses of the test accelerometer are made with different materials, whereas the masses of the reference accelerometer have the same composition. The objective is to monitor the free fall of the test-masses in the gravitational field of the earth by measuring their differential accelerations with an expected precision of 10-12 ms-2Hz-1/2 in the bandwidth of interest. An EP violation would result in a characteristic periodic difference between the two accelerations. However, various perturbations are also measured because of the high sensitivity of the instrument. Some of them are well defined, e.g. gravitational and inertial gradient disturbances, but others are unmodeled, such as random noise and acceleration peaks due to the satellite environment, which can lead to saturations in the measurement or data gaps. This experimental context requires us to develop suited tools for the data analysis, which are applicable in the general framework of linear regression analysis of time series.
We first study the statistical detection and estimation of unknown harmonic disturbances in a least squares framework, in the presence of a colored noise of unknown PSD. We show that with this technique the projection of the harmonic disturbances onto the WEP violation signal can be rejected. Secondly we analyze the impact of the data unavailability on the performance of the EP test. We show that with the worst case before-flight hypothesis (almost 300 gaps of 0.5 second per orbit), the uncertainty of the ordinary least squares is increased by a factor 35 to 60. To counterbalance this effect, a linear regression method based on an autoregressive estimation of the noise is developed, which allows a proper decorrelation of the available observations, without direct computation and inversion of the covariance matrix. The variance of the constructed estimator is close to the optimal value, allowing us to perform the EP test at the expected level even in case of very frequent data interruptions. In addition, we implement a method to more accurately characterize the noise PSD when data are missing, with no prior model on the noise. The approach is based on modified expectation-maximization (EM) algorithm with a smooth assumption on the PSD, and use a statistical imputation of the missing data. We obtain a PSD estimate with an error less than 10-12 ms-2Hz-1/2. Finally, we widen the applications of the data analysis by studying the feasibility of the measurement of the earth’s gravitational gradient with MICROSCOPE data. We assess the ability of this set-up to decipher the large scale geometry of the geopotential. By simulating the signals obtained from different models of the earth’s deep mantle, and comparing them to the expected noise level, we show that their features can be distinguished.

Composition du jury :

Mme Coralie NEINER, Directeur de recherche CNRS, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Gautier MATHYS, Astronome, ESO, Rapporteur du jury
M. Olivier RICHARD, Maître de conférences, LUPM, Rapporteur du jury
M. Pascal PETIT, Astronome adjoint, IRAP-UMR 5277, CoDirecteur de these
M. Georges ALECIAN , Directeur de recherche CNRS, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Chantal STEHLé, Directeur de recherche CNRS, LERMA, Membre du jury
M. John LANDSTREET, Professor, Department of Physics and Astronomy, Membre du jury
M. Huib HENRICHS, Professor Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Membre du jury

Résumé :

Les champs magnétiques jouent un rôle important dans l’évolution stellaire, mais les propriétés magnétiques des étoiles massives et de masse intermédiaire sont mal connues. Seul une petite fraction (7%) des étoiles massives et de masse intermédiaire possèdent un champ magnétique et la force de leur champ dipolaire est supérieure à 300 Gauss. La théorie pour expliquer l’origine de ces champs, la théorie des champs fossiles, n’explique pas pourquoi seulement une petite partie des étoiles chaudes ont un champ magnétique. Récemment, un champ magnétique ultra-faible (moins de 1 Gauss) à été découvert sur deux étoiles de masse intermédiaire (Vega et Sirius). Ce sont peut être les premières detections d’un nouveau type de champ magnétique faible. Deux familles d’étoiles magnétiques chaudes pourraient donc exister, avec des champs forts ou ultra-faibles, séparées par ce qu’on apelle le désert magnétique. Ma thèse consiste à analyser des données spectropolarimétriques prises avec des spectropolarimètres haute résolution, principalement avec Narval installé au télescope de 2 mètres à l’Observatoire du Pic du Midi. Une partie de ma thèse été dediée à l’étude des champs magnétiques les plus faibles, parmi les chazmps forts. J’ai analysé les observations de l’étoiles O massive zeta Ori A. Peu d’étoiles O sont connues pour être magnétiques et zeta Ori A possède le plus faible champ magnétique. J’ai aussi participé à un programme observationel pour déterminer la limite supérieure du désert magnétique grâce aux étoiles Ap/Bp. Le but de ces études est de tester la dépendance de la limite supérieure du désert magnétique par rapport à la rotation et à la masse. Une deuxième partie de ma thèse est consacrée à la recherche des champs ultra-faibles pour fournir des contraintes aux divers scenarios qui expliquent la dichotomie entre les champs forts et faibles et améliorer notre connaissance des propriétés ce type de champ magnétique. Je présente les résultats d’étude d’étoiles normales, UZ Lyn et Vega, ainsi que celles de plusieurs d’étoiles chimiquement particulières (Am et HgMn). les études présentées dans ma thèse apportent une lumière nouvelle sur le magnétisme des étoiles chaudes et des contraintes pour la physique stellaire en général, en particulier pour l’évolution stellaire.

Summary  :

Magnetic fields are known to play a fundamental role in stellar evolution but the magnetic properties of massive and intermediate-mass stars are not well understood. Only a small (7%) fraction of massive and intermediate-mass stars are found to be magnetic and their dipolar magnetic field strength is above 300 Gauss. The current paradigm, the fossil field theory, describes this magnetism as remnant of an early phase of the star-life, but leaves many basic questions unanswered, such as the small fraction of magnetic stars, and in practice provides no constraint to stellar evolution theory. Recently, an ultra weak magnetic field (less than 1 Gauss) has been discovered in two intermediate mass stars (Vega and Sirius). They may be the first detections of a new type of weak magnetic fields. Two families of magnetic stars may thus exist : with strong or ultra-weak fields, separated by the so-called magnetic desert. My PhD thesis consists in analyzing observational data taken with high-resolution spectropolarimeters, mainly with Narval installed on the 2-meter telescope at the Pic du Midi Observatory, to detect magnetic fields. One part of my thesis is dedicated to the study of the weakest end of strong magnetic fields. I analyzed the observations of a massive O star, zeta Ori A. Only a few O stars are known to be magnetic and zeta Ori A has the weakest field. I was also involved in a project to determine the upper limit of the magnetic desert thanks to observations of Ap/Bp stars. The goal of these studies is to test the dependence of the upper limit with rotation and mass. The other part of my thesis is dedicated to the search for ultra-weak fields in hot stars to provide constraints to the various scenarios that explain the strong vs weak field dichotomy and improve our understanding of the properties of this kind of weak field. I present the result of the studies of normal stars, UZ Lyn and Vega, and of several chemically peculiar (Am and HgMn) stars. The studies presented in my PhD thesis provide new clues about magnetism in hot stars and constraint for stellar physics in general, in particular for stellar evolution.

Composition du jury :
M. Frédéric AUCHERE, Astronome Adjoint Université Paris Sud 11, Rapporteur du jury
M. Steven CHRISTE, Research Astrophysicist - civil servant, NASA/Goddard Space Flight Center, Rapporteur du jury
Mme Nicole VILMER Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Christophe SAUTY, Professeur, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Eduard KONTAR, Reader, University of Glasgow, Membre du jury
Mme Véronique BOMMIER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Olivier LIMOUSIN, Ingénieur de recherche, Commissariat à l’énergie atomique et aux énergies alternatives, Membre du jury
M. Säm KRUCKER, Professor, University of Applied Sciences Northwestern Switzerland, Membre du jury

Résumé :

Le soleil est une étoile active, et les éruptions solaires sont une des manifestations de cette activité. Il est admis que l’énergie disponible pour les éruptions solaires a une origine magnétique, et est transmise au milieu lors de phénomènes de reconnexion magnétique dans la couronne. Une partie de cette énergie permet d’accélérer les particules du milieu (électrons et ions). Cependant, les détails concernant les conditions dans lesquelles les particules sont accélérées et se propagent des régions d’accélération aux sites d’interaction lors des éruptions solaires ne sont pas encore tous compris. Plusieurs modèles d’accélération de particules ont été développés dans le cadre de l’étude des éruptions solaires. Dans certains modèles, les particules sont accélérées par un champ électrique généré au niveau de couches de courants électriques, qui peuvent être fragmentées, et qui sont préférentiellement localisées au niveau de surfaces quasi-séparatrices. Afin d’étudier le lien entre l’accélération de particules et le champ électrique direct produit au niveau de couches de courants, nous avons recherché s’il y avait des corrélations entre les sites d’émission des particules énergétiques et les courants électriques mesurés au niveau de la photosphère. Les observations X (dur) représentent les diagnostics les plus directs des électrons énergétiques produits pendant les éruptions solaires (rayonnement de freinage des électrons dans l’atmosphère solaire) et nous avons donc utilisé les observations X du satellite RHESSI (Reuven Ramaty High Energy Solar Spectrometric Imager) afin de produire des images et des spectres du rayonnement X dur des électrons énergétiques. Afin de caractériser les courants électriques dans la région éruptive, nous avons utilisé les données spectropolarimétriques de l’instrument HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) du satellite SDO (Solar Dynamic Observatory) et nous avons calculé les densités de courants verticales photosphériques à partir du champ magnétique vectoriel reconstruit. Une corrélation entre les émissions X coronales (dues aux particules énergétiques proches du site d’accélération) et les rubans de forte densité de courants photosphériques (traces des couches de courants coronales) a été mise en évidence pour les cinq éruptions de classe X étudiées. De plus, grâce à la cadence temporelle de 12 minutes de SDO/HMI, nous avons pu étudier pour la première fois l’évolution des courants électriques au cours des éruptions : pour plusieurs éruptions, un changement localisé d’intensité des courants électriques a eu lieu au cours de l’éruption, et est co-spatial avec l’apparition de nouvelles sources d’émissions X. Ces observations montrent qu’il y a un lien entre évolution des courants électriques et des émissions de particules énergétiques au cours de l’éruption ; ces deux évolutions sont interprétées comme deux conséquences du phénomène de reconnexion magnétique.
Les sites d’émissions X ne sont pas nécessairement co-spatiaux avec les régions d’accélération des particules et il est donc crucial de comprendre également les mécanismes de transport de ces particules entre le site d’accélération et le site d’émissions X. Les observations récentes de RHESSI, en particulier les observations de spectro-imagerie, ont montré dans certains cas, qu’un pourcentage important des électrons énergétiques semblait piégé dans la couronne, dans la partie haute des boucles magnétiques, et donc proche des sites présumés d’accélération. Un mécanisme possible pour expliquer ces phénomènes de piégeage intense serait lié à la diffusion des particules, due à des fluctuations turbulentes du champ magnétique, et qui entraînerait un transport non-collisionnel diffusif des particules du haut de l’arche (au voisinage des sites d’accélération) à leurs pieds. Nous avons étudié dans ce contexte le cas de l’éruption du 21 mai 2004. L’utilisation de la technique de spectro-imagerie X nous a permis de comparer les spectres et les flux d’électrons entre la source coronale (haut de la boucle) et les sources situées aux pieds de la boucle. Nous avons montré qu’une partie des électrons énergétiques est effectivement piégée dans la couronne, et expliqué ce piégeage par un transport diffusif avec un libre parcours moyen des électrons de 108-109 centimètres, ce qui est plus petit que la taille typique des boucles coronales. Le résultat de l’analyse des observations X est en accord avec ceux obtenus (et publiés) d’observations radio du rayonnement gyrosynchrotron des électrons de la même éruption, dans le domaine du GHz ; en comparant les résultats des observations dans ces deux domaines de longueur d’onde, nous avons montré que le piégeage des particules était plus important pour les particules de plus haute énergie responsables du rayonnement radio, ce qui semble indiquer que le processus de diffusion par les ondes serait dépendant de l’énergie des particules.
Dans le proche futur, l’instrument STIX (Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays) à bord de la mission Solar Orbiter fournira des données de spectro-imagerie X. Une partie de ma thèse a été consacrée à la préparation de l’expérience STIX. Certaines caractéristiques de cette expérience (en particulier celles liées aux développements de logiciels auxquels j’ai contribué ) sont décrites dans le manuscript. Lors de mon travail de thèse, l’équipe de développement logiciel avait pour premier objectif la simulation du logiciel de bord de STIX ; au sein de cette équipe, j’ai écrit les modules d’étalonnage en énergie et de détection des défaillances des détecteurs. J’ai également testé les modules responsables de l’activation des régimes de contrôle et de la localisation grossière des éruptions solaires. Ce travail avait pour objectif la vérification du bon fonctionnement du logiciel de bord de l’instrument, écrit par ailleurs dans le cadre d’un contrat avec une entreprise privée. D’autre part, les différents tests exercés sur ce simulateur du logiciel de bord ont permis de déterminer les valeurs les plus idéales des différents paramètres dans ce logiciel. J’ai également participé aux tests d’une première version du logiciel d’analyse de spectres. J’ai utilisé les données d’éruptions observées par RHESSI, afin de visualiser la réponse de l’instrument STIX et les spectres résultant.

Summary :

The Sun is an active star and one manifestation of its activity is the production of solar flares. It is currently admitted that solar flares are caused by the release of magnetic energy during the process of magnetic reconnection in the solar upper atmosphere, the solar corona. During these flares, a large fraction of the magnetic energy is transferred to the acceleration of particles (electrons and ions). However, the details of particle acceleration during flares are still not completely understood. Several scenarios and models have been developed to explain particle acceleration. In some of them, electric fields, produced at the location of current sheets, which can be fragmented or collapsing, and which are preferentially located on quasi-separatrix layers (QSLs), are accelerating particles. To investigate a possible link between energetic particles and direct electric fields produced at current sheet locations, we looked for a correlation between X-ray emission from energetic electrons and electric currents which can be measured at the photospheric level. We used the Reuven Ramaty High Energy Solar Spectrometric Imager (RHESSI) data to produce spectra and images of the X-ray emissions during GOES X-class flares, and spectropolarimetric data from the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) onboard the Solar Dynamics Observatory (SDO) to calculate the vertical current densities from the reconstructed 3D vector magnetic field. A correlation between the coronal X-ray emissions (tracing the energetic electrons near the acceleration site) and the strong current ribbons at the photospheric level (tracing the coronal current sheet) was found in the five studied X-class flares. Moreover, thanks to the 12-minute time cadence of SDO/HMI, we could study for the first time the time evolution of electric currents : in several flares, a change in the current intensity, occurring during the flare peak, was found to be spatially correlated with X-ray emission sites. These observations enlighten a common evolution of both electric currents and X-ray emissions during the flare, and both evolutions are interpreted as consequences of the magnetic reconnection process. X-ray observations provide the most direct diagnostic of energetic electrons produced during solar flares. However, it is important to understand the propagation of energetic electrons between the acceleration site and the X-ray emission sites. In several events, energetic electrons seem to be trapped in the coronal source on the top of the loop (somehow close to the acceleration region). One way to explain this trapping is to assume that turbulent magnetic fields are responsible for a diffusive transport of the electrons. In the case of one flare, we used imaging spectroscopy to study the electron spectra in the coronal X-ray sources and in each of the two footpoints. We showed that there is a significant excess of energetic electrons leaving the coronal source, compared to the number of energetic electrons precipitating in the footpoint sources. This suggests that a large amount of energetic electrons was trapped in the coronal source ; in the case of a diffusive transport model, the estimated mean free path in this event would be in the range 10$^8$ - 10$^9$ m, which is smaller than the loop itself and thus implies an efficient turbulent trapping. These observations are in agreement with observations of the same event in the microwave range (radio gyrosynchrotron emissions). Finally, I participated in the software development for the STIX instrument which will be launched on the Solar Orbiter mission. During my PhD, the software team focused on the simulation of the onboard software. I wrote the calibration module and the detector failure detection module. I also tested the rate control regime module and the flare location module. This work was carried out to simulate the real onboard software which is written by a private company, to verify the proper functioning of the software ; and on the other hand, the testing of the flare location module determined which values of the threshold parameters should be used to have a good chance to locate properly a flaring event. I also participated in the test of a first version of the analysis software producing photon spectra. I used data from several flares observed by RHESSI to simulate an input photon flux and spectrum, to then visualize what would be the count and photon fluxes derived from STIX observations.

Composition du jury :

M. Philippe ROBUTEL, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Alain VIENNE, Professeur, Observatoire de Paris et Université Lille 1, CoDirecteur de these
Mme Anne LEMAîTRE, Professeur, Faculté Universitaire Notre Dame de la Paix, Rapporteur du jury
M. Antonio GIORGILLI, Professore, Università degli Studi di Milano, Rapporteur du jury
M. Jacques FEJOZ, Professeur, Observatoire de Paris et Université Paris Dauphine, Membre du jury
M. Andrea VENTURELLI, Maître de Conférence, Université d’Avignon, Membre du jury

Résumé :

L’ensemble des travaux menés au cours de cette thèse concerne l’étude de la résonance co-orbitale. Ce domaine de trajectoires particulières, où un astéroïde et une planète gravitent autour du Soleil avec la même période de révolution, possède une dynamique très riche liée aux célèbres configurations équilatérales de Lagrange, L4 et L5, ainsi qu’aux configurations alignées de Euler, L1, L2 et L3. Un exemple majeur dans le système solaire est donné par les astéroïdes troyens » qui accompagnent Jupiter au voisinage des équilibres L4 et L5. Une deuxième configuration étonnante est donnée par les satellites Janus et Épiméthée qui gravitent autour de la planète Saturne ; suite à la forme décrite par la trajectoire d’un des satellites dans un repère tournant avec l’autre, la dynamique résultante est appeléefer-à-cheval ». Un nouveau type de dynamique a été récemment mis en évidence dans le contexte de la résonance co-orbitale : les quasi-satellites ». Il s’agit de configurations remarquables où, dans un repère tournant avec la planète, la trajectoire de l’astéroïde correspond à celle d’un satellite rétrograde. Des astéroïdes accompagnant les planètes Venus, Jupiter et la Terre ont notamment été observés dans ces configurations. La dynamique des quasi-satellites possède un grand intérêt, pas seulement parce qu’elle relie les différents domaines de la résonance co-orbitale (voir les travaux de Namouni, 1999) mais aussi parce qu’elle semble faire le pont entre les notions de satellisation et celles de trajectoires héliocentriques. Cependant, bien que le termequasi-satellite" soit devenu dominant dans la communauté de mécanique céleste, certains auteurs utilisent plutôt la terminologie satellite rétrograde" révélant ainsi une ambiguïté sur la définition de ces trajectoires. Pour ces raisons, la première partie de cette thèse a consisté à clarifier la définition de ces orbites en revisitant le cas circulaire-plan (trajectoires co-planaires avec la planète qui gravite sur une orbite circulaire) dans le cadre du problème moyen. Dans la deuxième partie de cette thèse, nous avons développé une méthode analytique apte à explorer le domaine des quasi-satellites dans le cadre du problème moyen. Nous avons réalisé cette exploration dans le cas circulaire-plan et proposé une extension aux cas excentrique-plan et circulaire-spatial. Les récentes découvertes autour des exoplanètes ont motivé le développement de travaux concernant la résonance co-orbitale dans le problème des trois corps planétaire. Dans ce contexte Giuppone et al. (2010) ont mis en évidence (par une méthode numérique) les quasi-satellites ainsi que des nouvelles familles de configurations remarquables: les orbitesanti-Lagrange". La troisième partie de thèse présente alors une méthode analytique pour l’étude planétaire, permettant de révéler analytiquement les orbites anti-Lagrange ainsi qu’une esquisse d’étude des quasi-satellites en adaptant à ce contexte plus général la méthode présentée dans la seconde partie.

Summary :

This work of thesis focuses on the study of the co-orbital resonance. This domain of particular trajectories, where an asteroid and a planet gravitate around the Sun with the same period possesses a very rich dynamics connected to the famous Lagrange’s equilateral configurations L4 and L5, as well as to the Eulerian’s configurations L1, L2 and L3. A major example in the solar system is given by the Trojan asteroids harboured by Jupiter in the neighborhood of L4 and L5. A second astonishing configuration is given by the system Saturn-Janus-Epimetheus ; this peculiar dynamics is known as horseshoe”. Recently, a new type of dynamics has been highlighted in the context of co-orbital resonance: the quasi-satellites. They correspond to remarkable configurations: in the rotating frame with the planet, the trajectory of the asteroid seems the one of a retrograde satellite. Some asteroids harboured by Venus, Jupiter and the Earth has been observed in this kind of configuration. The quasi-satellite dynamics possesses great interest not only because it connects the different domains of the co-orbital resonance (see works of Namouni, 1999), but also because it seems to bridge the gap between satellization and heliocentric trajectories. However, despite the term quasi-satellite has become dominant in the celestial mechanics community, some authors rather use the termretrograde satellite”. This reveals an ambiguity on the definition of these trajectories. For these reasons, the first part of this thesis consisted in clarifying the definition of these orbits by revisiting the planar-circular case (planet on circular motion) in the framework of the averaged problem. In the second part of this thesis, we developed an analytic method to explore the quasi-satellite domain in the averaged problem. We realized this exploration in the planar-circular case and proposed an extension to the planar-eccentric and spatial-circular cases. The recent discoveries around the exo-planets motivated some works on the co-orbital resonance in the planetary Three-Body Problem. In this context, Giuppone et al. (2010) highlighted (numerically) the quasi-satellite as well as new families of remarkable configurations : the ``anti-Lagrange”. Then the third part of this thesis presents an analytical method for the planetary problem that allows to reveal the anti-Lagrange orbits as well as a sketch of study of quasi-satellite trajectories.

Composition du jury :

Mme Françoise COMBES-BOTTARO, Astronome, Observatoire de Paris Directeur de thèse
M. Philippe SALOME, Astronome adjoint, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Samuel BOISSIER, Chargé de recherche CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Rapporteur du jury
M. Carlos DE BREUCK, Astronomer, European Southern Observatory, Rapporteur du jury
Mme Hélène SOL, Directrice de recherche CNRS, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Vassilis CHARMANDARIS, Professor, Department of Physics of the University of Crete, Membre du jury

Résumé :

Les galaxies massives sont moins nombreuses que ce qui est attendu avec le modèle standard (le modèle Λ-CDM). Ceci ce traduit par une formation d’étoiles moins importante que prévue dans les galaxies. Pour expliquer celà, il est globalement accepté que des processus stoppent le formation d’étoiles. Pour les galaxies massives, ceci est expliqué par l’action des trous noirs supermassifs. En accrétant du gaz, le trou noir central produit de l’énergie et de l’impulsion. Quand l’accrétion devient importante, le trou noir forme un noyau actif de galaxie, et l’énergie peut ralentir la formation d’étoiles, par chauffage du gaz, de la turbulence, ou par ablation du gaz (feedback négatif). Cependant, il existe des cas de feedback positif qui favorise la formation d’étoiles en comprimant le gaz. En particulier, une partie des noyaux actifs produisent des jets de plasma qui sont observés en émission radio. Ces jets radio peuvent intéragir avec du gaz le long de leur direction de propagation. Des telles interactions sont susceptibles de déclencher de la formation d’étoiles (formation induite par les jets). Ma thèse porte sur les interactions jet-gaz dans des radio galaxies proches. J’ai étudié l’effet du jet sur l’efficacité de la formation d’étoiles pour des interactions à des échelles globales (quelques kiloparsecs) et intermédiaires (quelques centaines de parsecs). Pour celà, j’ai observé et cartographié le gaz moléculaire, qui est un élément clé de la formation d’étoiles. Cette phase froide est observable grâce aux équipements au sol actuels de radio astronomie, comme ALMA, APEX, NOEMA et le 30m de l’IRAM.

Summary :

Massive galaxies are less abundant than predicted by the standard model of galaxy formation (the Λ-CDM model). This means that galaxies form less stars than expected. To explain this behaviour, it is commonly accepted that some processes are at play and quench star formation. For massive galaxies, it is explained by the feedback of the supermassive black holes. While accreting gas, the central black hole produces energy and momentum. When gas accretion becomes important, the black hole forms an active galactic nucleus, and the energy is expected to quench star formation, via gas heating, turbulence or gas removal (negative feedback). However, evidence is found of so-called AGN positive feedback that favours star formation by compressing the gas. In particular, a fraction of the AGN population produces jets of plasma that are observed in radio emission. These radio jets may interact with gas that is located along the direction of propagation. Such interactions are invoked to trigger star formation (jet-induced star formation). My PhD focused on the jet-gas interaction for nearby radio galaxies. I explored the effect of the jet on the star formation efficiency in such interactions at global (few kiloparsecs) and intermediate (few hundreds parsecs) scales. To do so, I searched and mapped the molecular gas (via CO emission lines) that is a key ingredient for star formation. This cold gas is observable using current radio astronomy ground-based facilities, like ALMA, APEX, NOEMA and the 30m telescope.

Composition du jury :

Mme Micaela OERTEL, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. José PONS, Universidad de Alicante, Rapporteur
M. Michel RIEUTORD, Observatoire Midi-Pyrénées, Rapporteur
M. Philip TUCKEY, Observatoire de Paris, Examinateur
M. Loïc VILLAIN, LMPT, Faculté des Sciences et Techniques, Université François Rabelais, Examinateur
M. Jérôme NOVAK, Observatoire de Paris, Examinateur

Résumé :

Les étoiles à neutrons sont parmi les objets les plus extrêmes dans l’univers. Elles sont des étoiles compactes, nées à la suite d’une explosion de supernova gravitationnelle, au point final de l’évolution stellaire. Le champ gravitationnel y est très fort, et la matière à l’intérieur atteint des densités extrêmement élevées. Elles sont donc des "laboratoires" prometteurs, non seulement pour tester le régime de champ fort en relativité générale, mais aussi pour en apprendre davantage sur la physique nucléaire à haute densité, qui actuellement ne peut pas être reproduit avec des expériences terrestres. Ainsi, les étoiles à neutrons nous permettent d’adresser des questions telles que l’existence éventuelle de particules autres que nucléons à haute-densité. À cause de la naissance violente de ces objets, les étoiles à neutrons très jeunes, que l’on appelle proto-étoiles à neutrons, sont également très chaudes, et souvent en rotation différentielle rapide. Dans cette thèse nous avons pour but de développer un modèle stationnaire d’une telle proto-étoile à neutrons. Ainsi, nous présentons une nouvelle méthode pour calculer numériquement les équations d’équilibre d’un fluide parfait relativiste, axisymétrique et stationnaire, en rotation différentielle et à température finie, valable pour une équation d’état réaliste. Nous présentons en détail le code (accessible au public) développé. Nous avons appliqué ce code avec des nouvelles équations d’état réalistes à température finie, basée sur une théorie relativiste du champ moyen, en incluant tous les degrés de liberté hyperoniques. Nous avons calculé des modèles relativistes stationnaires de proto-étoiles à neutrons en rotation différentielle rapide. Nous allons discuter les applications de nos modèles pour explorer plus en détail la physique de ces objets.

Summary :

Neutron stars are among the most extreme objects in the universe. They are compact stars born as the aftermath of a core-collapse supernova explosion, at the endpoint of stellar evolution, with a strong gravitational field, and extremely high densities. They are therefore promising ’laboratories’, not only to test the strong-field regime of general relativity, but also to learn about nuclear physics in the high density regime, which presently is not accessible in earth based experiments. This allows to address questions such as the possible existence of particles other than nucleons at high-densities. As a consequence of the violent birth of these objects, new-born (proto-)neutron stars are extremely hot and, in general, rapidly rotating, which raises interesting problems in the task of developing a stationary model of such objects.
In this thesis, we present a new self-consistent method to numerically compute the equilibrium equations of stationary axisymmetric relativistic (differentially) rotating perfect fluids at finite temperature, with a realistic equation of state. We introduce in detail the (publicly available) code in which we implemented the described numerical scheme. We use newly developed realistic equations of state with finite temperature, which are based on density dependent relativistic mean field theory, and in which all hyperonic degrees of freedom are included, to compute realistic stationary relativistic models of rapidly differentially rotating proto-neutron stars. We discuss future applications of our code for further exploring the physics of proto-neutron stars.

Composition du jury :

M. Jean-Eudes ARLOT, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. YAN-NING FU, Purple Mountain Observatory, Rapporteur
Mme christine DUCOURANT, Observatoire de Bordeaux, Rapporteur
M. Jean SOUCHAY, Observatoire de Paris, Examinateur
M. ZHENG-HONG TANG, Shanghai Astronomical Observatory, CoDirecteur de these
M. QING-YU PENG, JI-NAN University, Examinateur
M. KAI-XIAN SHEN, National Time service center, Examinateur
M. Alain VIENNE, Université Lille 1, Co-encadrant de thèse

Résumé :

Dans cette thèse, la recherche se concentre sur le re-calibrage des observations historiques de Phoebe, le 9ème satellite de Saturne, et l’amélioration de son orbite sur la base des données re-calibrés. La précision de calcul de l’orbite dépend de la qualité du modèle théorique (erreur interne) et de la précision des observations utilisées pour ajuster le modèle (erreur externe). Phoebe est loin de sa planète et des satellites majeurs. Le modèle théorique n’est pas très compliqué et l’erreur interne est bien connu et généralement bonne. Toutefois, l’erreur externe est en général inconnue et est la principale cause de l’erreur globale. Comme la luminosité de Phoebe est faible (Vmag = 16,5), il n’y a pas beaucoup d’observations faites dans le temps passé. La précision de son orbite n’est pas aussi bonne que celles des autres grands satellites de Saturne. Un modèle plus adéquat du mouvement du satellite devrait être construit non seulement sur la base des observations de haute-précision, mais aussi sur des données couvrant une période aussi longue que possible. Les observations de Phoebe sur plus de cent ans ont été calibré avec différents catalogues. Il y a quelques incohérences dans les données d’observation obtenues à partir de différents auteurs à différentes époques. De nombreuses observations ont été publiées dans différents formats ; elles ne peuvent pas être utilisées directement pour ajuster le modèle dynamique ; elles doivent être converties dans un format de données unifié et être corrigées pour des erreurs systématiques, avec les dernières constantes astronomiques dans le système de référence. Les premières observations de Phoebe ont une mauvaise précision et ne collent pas bien aux modèles. A cette époque, les catalogues utilisés ne contenaient pas assez d’étoiles avec une précision suffisante, donc il n’y avait pas beaucoup de étoiles du catalogue sur la plaque. En raison de la précision insatisfaisante des catalogues à l’époque, les positions des étoiles de référence ne sont pas très précises. Cela influe sur la position de Phoebe. Dans le présent travail, nous introduisons une méthode permettant, même si nous ne disposons pas des vraies plaques, de réduire les positions des satellites naturels avec des catalogues astrométriques modernes, tels que UCAC ou GAIA dans le futur. Après la re-calibration des données d’observation historiques, la réduction des observations a été effectuée et la nouvelle éphéméride de Phoebe on a été dérivée. La représentation synthétique au mouvement orbital de Phoebe à partir des éphémérides a été réalisée.

Summary

In this thesis, the research focuses on the recalibration of historical observations of Phoebe, the 9th satellite of Saturn, and its orbit improvement based on the re-calibrated data. The accuracy of orbit predictions depends on the theoretical model’s quality (internal error) and on the quantity and accuracy of the observations used to fit the model (external error). Phoebe is far away from its planet and other major satellites, so that the theoretical model is not very complicated and the internal error is well known and generally good. However, the external error is generally unknown and is the main cause of the global error. Since the brightness of Phoebe is faint (Vmag=16.5), not so many observations have been made in the past time. The accuracy of its ephemeris is not as good as those of other major satellites of Saturn. A most adequate model of satellite motion should be built not only based on high-accurate recent observations but also on data over a period of time a !
s long as possible. The observations of Phoebe over one hundred years have been calibrated with different catalogs. There are some inconsistencies in observational data obtained from different authors at different epochs. Many observations have been published in different formats ; they cannot be used directly to fit the dynamical model, should be re-input into unified data format, and be corrected for systematic differences, with the latest astronomical constants and reference frame. The earliest observations of Phoebe have bad accuracy and not fit the models very well. At that time, the catalogues they used did not contain enough stars with a precise accuracy, so there were not many catalogue stars on the plate. Because of the unsatisfactory precision of the old catalogues at the epoch, the positions of the reference stars were not very precise. This brings today inaccuracy on the position of Phoebe. In the present work, we introduce a method, even if we do not have real p !
lates, to reduce the positions of the natural satellites with !
modern astrometric catalogues, such as UCAC or GAIA in the future. After the re-calibration of historical observation data, reduction of observations has been completed and the new ephemeris Phoebe was derived. Then the synthetic representation of Phoebe’s orbital motion from the ephemeris was provided.

Composition du jury :
Mme Ana GOMEZ, Observatoire de Paris, Directeur de thèse ;
Mme Paola DI MATTEO, Observatoire de Paris, Directeur de thèse ;
Mme Misha HAYWOOD, Observatoire de Paris, Directeur de thèse ;
M. Didier PELAT, Observatoire de Paris, Examinateur ;
M. Rodrigo IBATA, Observatoire de Strasbourg, Rapporteur ;
M. Yves REVAZ, Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL), Observatoire de Sauverny, Rapporteur ;
Mme Francesca FIGUERAS, Université de Barcelona, Examinateur ;
M. Roberto CAPUZZO DOLCETTA, Université de Rome, Examinateur.

Résumé :

Cette thèse a pour objectif de contribuer à comprendre l’histoire de formation de notre Galaxie, la Voie lactée, en utilisant pour traceurs des objets parmi les plus vieux de l’univers que sont les amas globulaires, amas d’étoiles denses liées gravitationnellement, et les étoiles de champ. Selon le modèle de croissance hiérarchique des structures, les galaxies se construisent, en partie, par la fusion de galaxies moins massives. La Voie lactée ne fait pas exception et l’histoire de ses accrétions peut se lire également dans sa population d’amas globulaires qui contient à la fois des amas globulaires formés en son sein et d’autres d’origine extragalactique. Si les amas globulaires les plus distants du centre Galactique sont souvent associés au halo externe, dans les régions plus internes, où se situe la plupart de la masse stellaire de notre Galaxie, l’association d’amas globulaires avec les populations stellaires est encore très largement débattue. Dans ce travail, nous utilisons le lien étroit entre les amas globulaires et les étoiles de champ ainsi que des simulations numériques pour tenter de lever l’ambiguïté sur l’origine in situ ou accrétée de ces objets et reconstruire l’histoire d’accrétion de la Voie Lactée. Dans un premier temps, nous étudions la distribution spatiale, la cinématique et l’abondance chimique des amas globulaires à forte métallicité. Nous montrons que leurs propriétés spatiales, dynamiques et chimiques sont en bon accord avec celles de la population stellaire du disque épais de la Galaxie. Nous suggérons alors une époque commune de formation et d’évolution entre les amas globulaires riches en métaux et le disque épais vieux de la Galaxie. Dans un second temps, nous analysons l’efficacité des diagnostiques cinématiques qui ont été proposés pour identifier les débris d’accrétion parmi les étoiles de champ et nous discutons leurs applications aux amas globulaires galactiques. Pour ce faire, nous utilisons des simulations numériques auto-consistantes qui modélisent l’accrétion d’une ou plusieurs galaxies satellites dans un potentiel galactique. Nous montrons, d’une part, que les intégrales du mouvement ne sont pas conservées durant le processus d’accrétion et qu’ainsi, à l’issue de la fusion, les étoiles et les amas globulaires accrétés ne retiennent pas l’information initiale sur les propriétés orbitales de leurs satellites progéniteurs. D’autre part, l’interaction avec des galaxies satellites chauffe les populations in situ (étoiles et amas globulaires) qui, en réaction, peuplent spatialement le halo galactique et les régions préférentiellement occupées par des objets d’origine extragalactique dans les espaces cinématiques. En conséquence, ce travail montre que, dans le contexte de l’arrivée des données Gaia, l’identification des débris d’accrétion au sein de la Voie lactée à l’aide des seuls diagnostiques cinématiques sera difficile, et nécessitera l’utilisation de mesure d’abondances chimiques détaillées.

Summary :

The goal of this thesis is to contribute to understand the formation history of our Galaxy, the Milky Way, using as tracers some among the oldest objects in the universe, the globular clusters, and field stars.

In the LambdaCDM paradigm, one of the main mechanisms of galaxy growth is by means of satellite accretion. The Milky Way is no exception and the history of its accretions can be read also in its population of globular clusters, containing both in-situ and accreted members. While for clusters at large distances from the Galactic centre an extragalactic origin is often proposed, in the inner regions, where most of the stellar mass of our Galaxy lies, the link between globular clusters and stellar populations is still very widely debated.

In this work, we use the close link between globular clusters and field stars, as well as numerical simulations, to try to remove the ambiguity on the in-situ or accreted origin of these objects and to reconstruct the accretion history of the Milky Way. As a first step, we study the spatial distribution, kinematics and chemical abundances of metal-rich ([Fe/H] > -1) globular clusters. We show that their spatial, kinematic and chemical properties are in good agreement with those of the stellar population of the thick disk of the Galaxy. We then suggest that metal-rich globular clusters and Galactic thick disk share the same epoch of formation and evolution. Secondly, we analyze the overall efficiency of kinematic diagnostics that have been proposed to identify merger debris among the field stars and discuss their application to the galactic globular cluster system. To do this, we use self-consistent numerical simulations that model the accretion of one or more satellite galaxies in a Milky Way-like potential. On the one hand, we show that the integrals of motion are not conserved during the accretion process. As a result, after the merger, accreted stars and globular clusters do not retain the initial information about the orbital properties of their progenitor satellites. On the other hand, mergers of small galaxies and tidal interactions may cause the heating of the in-situ populations (stars and globular clusters) which, in response, populate the galactic halo and the regions in the kinematic spaces preferentially occupied by objects with an extragalactic origin.

In the context of the arrival of Gaia data, this work shows that the identification of debris of past accretion events experienced by the Milky Way using only kinematic diagnostics will be extremely challenging. Detailed chemical abundances and/or ages will be fundamental to disentangle the accreted or in-situ nature of the Galactic stellar populations.

Composition du jury :

M. Jacques Laskar, Observatoire de Paris, directeur de thèse ;
M. Richard Lindzen, Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences ; Massachussets Institute of Technology, Rapporteur ;
M. Kevin Heng, University of Bern, Center for Space and Habitability, rapporteur ;
M. Stéphane Mathis, CEA/DRF/IRFU/SAp, codirecteur de thèse ;
M. Gilles Chabrier, Ecole Normale Supérieure de Lyon, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, examinateur ;
M. François Forget, Institut Pierre Simon Laplace, UPMC, examinateur ;
M. Alexandre Correia, Université d’Aveiro, examinateur ;
M. Pierre Drossart, LESIA-Observatoire de Paris, examinateur ;

Résumé :

Cette thèse traite de la modélisation des marées fluides des planètes telluriques du système solaire et des systèmes exoplanétaires.

En premier lieu, nous examinons la réponse de marée des couches atmosphériques, soumises au potentiel de marée gravifique et au forçage thermique de l’étoile hôte du système. Nous proposons un nouveau modèle global prenant en compte les processus dissipatifs avec un refroidissement newtonien, modèle à partir duquel nous traitons la dynamique des ondes de marées engendrées par ces forçages, et quantifions leur dissipation, le nombre de Love et le couple de marée exercé sur la couche atmosphérique en fonction de la fréquence de forçage. Ceci nous permet d’étudier l’ensemble des configurations possibles depuis les planètes au voisinage de la synchronisation telles que Vénus jusqu’aux rotateurs rapides tels que la Terre.

En second lieu, nous développons une approche similaire pour les océans de planètes de type terrestre, où la friction visqueuse effective de la topographie est prise en compte, à partir de laquelle nous quantifions la réponse de marée d’un océan global potentiellement profond et sa dépendance à la fréquence d’excitation. Dans ce cadre, et ce grâce à des modèles locaux, nous caractérisons de manière détaillée les propriétés des spectres en fréquence de la dissipation engendrée par les ondes de marées au sein des couches fluides planétaires (et stellaires) en fonction des paramètres structurels et dynamiques de ces dernières (rotation, stratification, viscosité et diffusivité thermique)

Summary :

This thesis deals with the modeling of fluid tides in terrestrial planets of the Solar system and exoplanetary systems.

First, we examine the tidal response of atmospheric layers, submitted to the tidal gravitational potential and the thermal forcing of the host star of the system. We propose a new global model taking into account dissipative processes with a Newtonian cooling, model that we use to treat the dynamics of tidal waves generated by these forcings, and to quantify their dissipation, the Love number and the tidal torque exerted on the atmospheric layer as a function of the forcing frequency. This allows us to study possible configurations from planets close to synchronization such as Venus to rapid rotators such as the Earth.

Second, we develop a similar approach for the oceans of terrestrial planets where the action of topography is taken into account thanks to an effective viscous friction. From this modeling, we quantify the tidal response of a potentially deep global ocean and its dependence of the tidal frequency. In this framework, and by using local models, we characterize in detail the properties of the frequency spectra of dissipation generated by tidal waves within fluid planetary (and stellar) layers as functions of the structural and dynamical parameters of these latters (rotation, stratification, viscosity and thermal diffusivity).

Composition du jury proposé :

M. Zuheir ALTAMIMI, Directeur de recherche à l’Institut National de l’Information Géographique et Forestière (IGN- LAREG) à Paris
M. Richard BIANCALE, Ingénieur (HDR) au Centre National d’Etudes Spatiales (CNES), géodésie Spatiale à Toulouse
Mme Carla BRAINTENBERG, Professeur à l’Université de Trieste en Italie
Mme Raffaella DE MATTEIS, Professeur à l’Université de Sannio en Italie
M. Jean SOUCHAY, Astronome au SYRTE à l’Observatoire de Paris
Mme Susanna ZERBINI, Professeur du département de Physique et d’Astronomie à l’Université de Bologne en Italie

Résumé  : La mise en oeuvre exacte et précise du repère international de référence terrestre (ITRF) est une exigence fondamentale pour le développement des Sciences du Système Terre. La réalisation du référentiel mondial, en fait, concerne directement de nombreux domaines allant de la détermination précise des orbites des satellites, à la calibration des altimètres, à l’évaluation des étalonnages absolus d’antennes satellites pour le Global Navigation Satellite System (GNSS) et la validation des corrections du vecteur du centre de masse pour les véhicules spatiaux portant à bord des rétro-réflecteurs pour la technique de télémétrie laser sur satellite (SLR). En conséquence, toutes les études portant sur les mouvements de la surface de la Terre, y compris les océans et les calottes glaciaires, dépendent étroitement de la disponibilité d’un repère de référence fiable qui est fondamental pour référencer les mesures pertinentes. La réalisation de l’ITRF doit alors être périodiquement mise à jour, afin d’intégrer des nouvelles observations et progrès dans les procédures d’analyse des données et/ou des méthodes de combinaison. Toutes les nouvelles stratégies de calcul doivent viser l’amélioration de la réalisation des paramètres physiques du repère, à savoir l’origine et l’échelle, sur lesquels se fondent de façon critique un grand nombre d’études scientifiques et d’applications civiles.
Ce travail se concentre sur le potentiel de combiner les observations GNSS et SLR par leur liens à bord de satellites GPS/GLONASS. En fait, les satellites GNSS équipés de rétro-réflecteurs peuvent être observés par les stations SLR, ce qui permet de déterminer les orbites des satellites à travers les deux signaux : optiques et à micro-ondes. En principe, la connexion inter-technique si réalisée pourrait être exploitée pour le calcul de l’ITRF en place des liens terrestres actuellement utilisés. Ces derniers sont connus pour être aujourd’hui un facteur limitant de la précision du repère en raison de leur distribution inhomogène et de leurs divergences avec les estimations de la géodésie spatiale en conséquence des erreurs systématiques dans les observations. Dans cette étude, la force du lien alternatif en orbite a été soigneusement analysée afin d’évaluer les performances de l’approche de combinaison sélectionnée dans les conditions opérationnelles disponibles. L’investigation porte sur la caractérisation de la précision, de la fiabilité et de la pertinence des paramètres combinés du repère de référence.

Summary :

The accurate and precise implementation of the International Terrestrial Reference Frame (ITRF) is a fundamental requirement for the development of Earth System Sciences. The actual realization of the reference frame, in fact, directly impacts a number of different tasks ranging from precise satellite orbit determination to altimeter calibration, satellite antenna offset assessment for Global Navigation Satellite System (GNSS) and validation of center of mass corrections for spacecrafts carrying on board retro-reflectors for Satellite Laser Ranging (SLR). As a consequence, all the studies investigating motions of the Earth’s surface, including oceans and ice-sheets, strictly depend on the availability of a reliable TRF that is fundamental for geo-referencing the relevant measurements.
ITRF realizations must then be periodically updated, in order to account for newly acquired observations and for upgrades in data analysis procedures and/or combination methods. Any innovative computation strategy should ameliorate the realization of the frame physical parameters, namely the origin and the scale, upon which a number of scientific applications critically rely.
This work addresses the potential of combining GNSS and SLR observations via their co-location on board GPS/GLONASS satellites. GNSS vehicles equipped with retro-reflector arrays can be tracked by SLR ground stations, which allows determining the spacecraft orbits by means of both optical and microwave signals. In principle, the inter-technique connection so achieved could be exploited for the computation of the ITRF in place of terrestrial ties. These lasts are known to be currently a limiting factor of the frame accuracy because of their inhomogeneous distribution and of their discrepancies with space geodesy estimates due to technique systematic errors. In this study, the strength of the alternative link in orbit has been thoroughly investigated in order to evaluate the performances of the selected space tie approach under the available operational conditions. The analysis focuses on the characterization of the precision, the accuracy and the pertinence of the combined frame parameters.

Composition du jury :

M. Michel Blay, Directeur de recherche CNRS (émérite) au SYRTE à l’Observatoire de Paris, Examinateur
M. Pierre Caye, Directeur de recherche CNRS au Centre Jean Pépin UMR 8230 –Campus CNRS de Villejuif, Examinateur
M. Marwan Rashed, Professeur Université Paris IV Sorbonne à Paris, Rapporteur
M. Jürgen Renn, Professor in the Max Planck Institut Fur Wissenschaftsgeschichte BoltzmannstraBe in Berlin, Rapporteur
M. Ken Saito, Professor in the College of Sistainable – System Sciences – Osaka Prefecture University Naka-ku , Sakai in Japan, Rapporteur
M. Noel Swerdlow, Professor Emeritus in the Department of Astronomy and Astrophysics, Department of History, Committee on Conceptual Studies of Sciences – University of Chicago - California Institute of Technology – Pasadena in USA, Examinateur
M. David Valls-Gabaud , Directeur de recherche CNRS au LERMA à l’Observatoire de Paris, Examinateur

Résumé :

Le parcours que je me propose de retracer part de la découverte de la révolution opérée par Peurbach. Il se poursuit par l’étude des conséquences directes de cette révolution sur Copernic, en amont et en aval. Il considère l’interaction entre réappropriation des mathématiques anciennes, révolution scientifique et humanisme mathématique pour parvenir aujourd’hui à une redéfinition des origines de la révolution scientifique au XVème siècle. À travers ce récit, j’atteindrais l’objectif que je me suis fixé si je parvenais à prouver l’importance de ce qui s’est produit aux XVème - XVIIème siècles dans les domaines de l’astronomie et des mathématiques, telle à justifier d’autres études sur les textes et les auteurs qui en sont les protagonistes.

Composition du jury :

M. Stéphane CHARLOT, Directeur de recherche CNRS à l’Institut d’Astrophysique de Paris (IAP)
M. Michele CIRASOULO, Astronome à l’ESO, Karl-Schwarzschild-Straße 2, 85748 Garching bei München en Allemagne
Mme Françoise COMBES, Astronome au LERMA à l’Observatoire de Paris
M. Thierry CONTINI, Directeur de recherche CNRS à l’Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP) de Toulouse
M. David ELBAZ, Astrophysicien au Commissariat à l’Energie Atomique et aux énergies alternatives (CEA) de Saclay à Gif sur Yvette
M. François HAMMER, Astronome au GEPI à l’Observatoire de Paris
M. Michel MARCELLIN, Directeur de recherche CNRS au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM)
Mme Geneviève SOUCAIL, Astronome à l’Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP) de Toulouse

Résumé :

Nous sommes en général attirés par la naissance de l’Univers et la mort des étoiles. Il apparaît que même si la morphologie et la dynamique des galaxies ne fournissent pas les feux d’artifice relativistes du Big Bang et des trous noirs, elles nous permettent de mieux comprendre l’évolution des galaxies au-delà de leur naissance. Ces deux thèmes continuent a être un domaine très actif de l’astronomie, avec son lot de questions ouvertes, telles que : Comment les galaxies se forment et évoluent ? Comment elles acquièrent leur forme ? Quel est le rôle des coalescences ? Quel est le rôle de l’environnement ?
Pour attraper les galaxies dans l’acte de transformation, au début nous avons pense que des énormes échantillons des galaxies étaient nécessaires avant que nous puissions identifier les galaxies qui étaient dans la phase de transformation, et produire de cette façon une séquence évolutive. Mais le processus de transformation des galaxies est lent. La fusion de deux galaxies, si l’étape d’approche et de relaxation est pris en compte, peut durer facilement 3 à 4 milliards d’années. Donc, pour capturer la formation et l’évolution des galaxies, nous sommes obliges d’étudier les galaxies à différents décalages spectraux et déduire à partir des échantillons observés, l’évolution des différentes quantités physiques et chimiques. La plus répandu façon d’étudier les galaxies distantes a été via des images à haute résolution. Bien plus tard avec la spectroscopie intégrale de champs, vers les années 2000, nous avons commencé à étudier les mouvements internes des galaxies, et nous avons pu identifier les déformations du champ de vitesse et à partir des rotations des galaxies la masse dynamique des objets.
Dans l’univers local, l’étude de la cinématique et morphologie des galaxies a comme principal avantage et difficulté le niveau de détail que nous pouvons obtenir. Mais grâce au grand nombre de pixels, nous pouvons appliquer des méthodes numériques d’analyses plus complexes, et déduire des propriétés des images et des champs de vitesse. Dans l’univers distant, nous avons un problème différent. L’information morphologique et cinématique est moindre car, du à la taille des objets, le nombre des pixels sur un seul objet est très limité. Nous pouvons déduire quelques paramètres morphologiques et cinématique, mais l’information déduite parfois n’est pas assez pour classifier la galaxie. D’ou, il est venu l’idée de classifier les galaxies en combinant l’information morphologique et cinématique. Les deux thématiques sont assez complexes, mon HDR a comme but d’introduire le lecteur aux observations avec des unités intégrales de champs des galaxies distantes, a la cinématique des galaxies distantes et de montrer comment les images à haute résolution peuvent nous permettre de classifier la cinématique des galaxies distantes. La classification cinématique des galaxies distantes est la première étape à tout étude statistique des galaxies distantes et/ou étudier l’évolution des relations fondamentales, comme par exemple la relation de Tully-Fischer .

Composition du jury :

Hélène Sol Observatoire de Paris Présidente ;
Rosine Lallement Observatoire de Paris Rapportrice ;
Dimitra Rigopoulou University of Oxford Rapportrice ;
Martin Houde University ofWestern Ontario Rapporteur ;
François Boulanger Institut d’Astrophysique Spatiale Examinateur ;
Julien Devriendt University of Oxford Examinateur ;
Diego Falceta-Gonçalves Universidade de São Paulo Examinateur ;
Thomas Troland University of Kentucky Examinateur.

Résumé :

From its launch in 2009 to the official end of the mission in 2013, the ESA-led Planck satellite has mapped the millimetre and submillimetre emission over the entire sky with unprecedented sensitivity and resolution. Although Planck’s primary goal was to analyse the anisotropies of the diffuse Cosmic Microwave Background (CMB), which are the seeds of the large-scale structures observed in our Universe today, its data is also of paramount importance for studies of the cold interstellar medium (ISM). In particular, the polarimetric capabilities of the Planck detectors have given us a formidable new way to probe the properties of our Galaxy’s magnetic field, and of its interplay with the complex hierarchy of interstellar structures, from the most diffuse regions to molecular clouds, where stars are born. I will present the main results of this analysis, conducted within the Planck collaboration, and now published in a series of papers. I will also present the methods that needed to be developed in order to properly address the specifics of polarization data, and the perspectives that lie ahead, in particular regarding the properties of interstellar magnetized turbulence.

Composition du jury :
Simona Mei, Professeure Université Paris Diderot, Observatoire de Paris, Présidente
Carlos De Breuck, Directeur de Recherche à l’ESO, Rapporteur
David Elbaz, Directeur de Recherche au CEA, Rapporteur
Santiago García-Burillo, Astronome chef de service à l’Observatoire de Madrid, OAN, Rapporteur
Monique Arnaud, Directrice de Recherche au CEA, Examinatrice
François Boulanger, Directeur de Recherche à l’IAS, Examinateur
Françoise Combes, Professeure au Collège de France, Examinatrice

Résumé :
Our view of the history of star formation in Galaxies along the age of the Universe strongly depends on our knowledge of the gas content of these objects during their lives at different epochs. The molecular gas content (or the gas fraction) is indeed a key ingredient that feeds and thus may control the star formation in galaxies. Feedback mechanisms are invoked that could/should regulate the amount of gas or its physical state and thus explain the differences of SFR between galaxies. In particular, the presence of an Active Galactic Nucleus (AGN) is considered to be one of the possible mechanisms that may regulate star formation (in massive galaxies). Brightest Cluster Galaxies (BCGs) are massive nearby galaxies lying in the core of local X-ray clusters of galaxies. These objects often host an AGN with radio lobe emission extended far outside the galaxy. The X-ray satellites Chandra and XMM-Newton have shown that the radio emission have created cavities inside the hot X-ray gas pervading the cluster. These objects are thus perfect targets to test the physical processes at play when an AGNradio-jet interacts with its surrounding medium (mechanical feedback). The detailed effects of a radio-jet interaction with (possibly pre-existing) gas are not yet clear. In which conditions the jet-ISM interaction triggers star formation (positive feedback), quench star formation (negative feedback), or have not effect at all, is still a matter of debate. At the epoch of tremendous mm/submmfacilities (ALMA, NOEMA), I will present and discuss what we have learnt from observations of the very cold phase of the gas in BCGs and in some nearby radio-galaxies. I will emphasise the discovery of large filaments of cold matter around some galaxies and describe the perspectives that such strucures open.

Composition du jury :
M. Paschal COYLE, Directeur au Centre de Physique des Particules de Marseille rapporteur
M. Arache DJANNATI-ATAI, Directeur à l’AstroParticules et Cosmologie (APC) à Paris examinateur
M. Jean-Christophe HAMILTON, Directeur à l’AstroParticules et Cosmologie (APC) à Paris examinateur
M. Gilles HENRI, Professeur à l’Institut de Planétologie de Grenoble (IPAG) de Grenoble rapporteur
M. Benoit LOTT, Directeur au Centre d’Essais Nucléaires de Bordeaux Gradignan examinateur
M. Olivier MARTINEAU- HUYNH, Maitre de conférences dans le Laboratoire de Physique Nucléaire et de Hautes Energies à Paris examinateur
M. Daniel ROUAN, Directeur au LESIA à l’Observatoire de Paris examinateur
Mme Natalie WEBB, Astronome à l’Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie à Toulouse rapporteur

Résumé :
Research on ultra-high-energy cosmic rays and on TeV gamma-rays investigates the most energetic phenomena in the Universe. Connections between these two fields are not only given by the common indirect detection methods, but also by the possibility of common astrophysical sources. Among the very few objects proposed as sites for the acceleration of ultra-high-energy cosmic rays, Active Galactic Nuclei (AGNs) are still prime candidates. They also represent the almost exclusive class of extragalactic sources detected at the highest observable photon energies with ground-based Cherenkov telescopes.
The present document proposes an overview of a few selected observations of AGNs of the blazar class seen in TeV gamma-rays with the H.E.S.S. experiment, together with interpretations of their multi-waveband emission based on different radiative transfer models. A special emphasis is put on so-called hadronic models, which try to provide a direct link between the observed electromagnetic emission and a possible accompanying flux of highly energetic cosmic rays and neutrinos.
The future of very-high-energy astronomy will be determined by the first open observatory in this domain, the Cherenkov Telescope Array. The ongoing preparation of this project is described, with a focus on the simulations of air showers and telescopes, necessary to determine its performance, and on the science case for AGNs.

Composition du jury :
M. Pascal BORDE, Professeur à l’OASU de l’Observatoire de Bordeaux à Floirac Examinateur
Mme Magali DELEUIL, Professeur à l’OAMP au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille - Pôle de l’Étoile à Marseille Rapporteur
M. René DOYON, Professeur à l’Université de Montréal au Québec au Canada Rapporteur
M. Bruno LOPEZ, Astronome à l’OCA-Lagrange à Nice Examinateur
M. François MENARD, Directeur de recherche à l’UMI de l’Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble Examinateur
M. Marc OLLIVIER, Astronome à l’Institut d’Astrophysique Spatiale de l’Université Paris Sud à Orsay Rapporteur
M. Gérard ROUSSET, Professeur au LESIA à l’Observatoire de Paris Examinateur

Résumé : Le nombre de découvertes d’exoplanètes ne cesse de croître de façon quasi exponentielle. Avec plus de 2000 objets répertoriés, cette nouvelle discipline qu’est l’exo-planétologie, apparue il y a une vingtaine d’années, est devenue un thème incontournable de l’astrophysique moderne. De nombreux travaux théoriques, ou observationnels et plusieurs projets instrumentaux ont vu le jour et ont produit des résultats majeurs. Pourtant, à chaque découverte, on ne peut s’empêcher de comparer la nouvelle venue aux planètes du Système Solaire, ... avec, il faut l’avouer, peu de succès. A l’image du très grand nombre d’espèces vivantes sur Terre, la diversité des exoplanètes est impressionnante au point que certains types de planètes n’avaient pas été envisagés avant leur découverte. Dans cette avalanche de données et de résultats, l’un des enjeux actuels concerne la compréhension des mécanismes de la formation planétaire. Nous disposons de plusieurs moyens pour atteindre cet objectif, dont l’imagerie directe. Alors que les méthodes dites indirectes ont été prolifiques en découvertes, seules des méthodes directes nous permettent d’étudier ces exoplanètes avec plus de détails. D’une part, on peut obtenir des mesures directes sur leur température, leur gravité de surface, et leur composition grâce à la photométrie et la spectroscopie des atmosphères. D’autre part, l’imagerie permet aussi de tracer l’évolution des exoplanètes dans leur environnement de formation au sein de disques constitués de gaz et de poussières. Avec de telles observations systématiques nous pourrons alors replacer notre propre Système Solaire dans son contexte et comprendre ses particularités vis à vis des autres systèmes. Depuis vingt ans, j’ai consacré mes travaux de recherche à l’étude d’une technique d’observation, l’imagerie à très haut contraste, et à son exploitation astrophysique pour observer des compagnons sub-stellaires autour d’étoiles brillantes ou des disques circumstellaires dans lesquels ces mêmes planètes se forment. Le présent manuscrit résume succinctement le cheminement de ces travaux depuis l’élaboration de nouveaux concepts, à leur mise en oeuvre dans des instruments pour le sol et l’espace, impliquant des phases de simulations et de tests, et jusqu’aux programmes d’observations commencés avec des instruments généralistes puis optimisés pour l’imagerie de planètes extrasolaires. Dans une première partie je décrirai les choix techniques, l’optimisation, les simulations, et la réalisation des instruments auxquels j’ai participé : MIRI l’instrument moyen IR du James Webb Space Telescope ; SPHERE un système d’imagerie à très haut contraste pour le Very Large Télescope, ainsi que SPICES, une proposition de mission spatiale. La seconde partie présente quelques uns de mes travaux d’observations que j’ai menés dans un premier temps avec les instruments NACO et NICI. Plus particulièrement, les observations obtenues pour beta Pictoris b, l’une des premières planètes découverte par imagerie, nous a permis de préparer efficacement le traitement et l’analyse des données pour l’instrument SPHERE. Etroitement relié à l’imagerie directe d’exoplanètes, le second volet de ces travaux d’observations concerne l’étude des structures dynamiques dans les disques protoplanétaires et les disques de débris. Le très haut contraste couplé à la très haute résolution angulaire ont permis de découvrir une grande diversité de structures, probablement de natures différentes et certainement liées à la présence de planètes. Dans ce contexte, je présenterai quelques cas particuliers en insistant plus longuement sur le disque de débris autour de l’étoile AU Mic dans lequel des structures, formant des arches ou des ondulations, se déplacent rapidement. Dans la dernière partie, je conclurai avec un bilan des découvertes en imagerie et je discuterai des perspectives à court terme, et des stratégies à moyen et long terme qui pourraient nous permettre un jour d’étudier des planètes similaires à celles du Système Solaire par imagerie directe