Archives des soutenances 2018

Composition du jury :

M. Alain VIENNE PR1 Observatoire de Paris Directeur de these
M. RongChuan QIAO Professeur National Time Service Centre , Chinese Academy of Sciences CoDirecteur de these
Mme Anne LEMAITRE Professeur Namur University Rapporteur du jury
M. Yan Ning FU Professeur Purple Mountain Observatory ，Chinese Academy of Sciences Rapporteur du jury
M. Qing Yu PENG Professeur des universités Jinan university Membre du jury
M. Jean SOUCHAY Astronome Observatoire de Paris Membre du jury

Summary :

The numerical integration ephemeris, which are convenient to download from online service of IMCCE, or Horizons of JPL have very good precision based on recent observations. Meanwhile, another kind, the analytical ephemeris like TASS, describes in detail the dynamical system by combination representation of proper frequencies. We plan to make a connection between those two different type ephemeris, that it ’s benefited us to study the rotation of natural satellites with its high precision ephemeris, those instantaneous positions, velocity, and those system characteristics like proper frequencies. The main difficulty is to avoid the shortcoming of the limited interval of observation ephemeris. In our work, we take the combination representation of Titan with 10,000 years TASS ephemeris as an example and standard. Then, we experiment to obtain both the analytical representation of the mean longitude of Titan and the proper frequencies involved in it with 1,000 years TASS ephemeris by analysis frequency. Due to limited timespan, we extend the method with a least square method, especially for the long period terms. We verify the effectiveness and exactness of the whole method in rebuilt the combination representation. Finally and most important, we get the combination representation of Titan with 1000 years JPL ephemeris. Between the solution of JPL and the representation of TASS, there exists a 60 km difference in the amplitude of the major component, that is considered as a system difference. The limited interval ephemeris makes the influence of the proper frequency, which brings the error into the long period term like the one from the node of Titan. For nearly all other components, those amplitudes and phases are similar with the relative terms of TASS. The error of our representation is less than 100 kilometres over 1,000 years and the standard deviation is about 26 kilometres.

Composition du jury :

M. Sébastien BIZE CR1 Observatoire de Paris Directeur de these
Mme Caroline CHAMPENOIS Chargé de recherche CNRS - université Aix-Marseille Rapporteur du jury
M. Robin KAISER Directeur de recherche CNRS - université Nice Sophia Antipolis Rapporteur du jury
M. Jakob REICHEL Professeur Laboratoire Kastler Brossel de l’E.N.S. Membre du jury
M. Morgan MITCHELL Professeur ICFO – The Institute of Photonic Sciences Membre du jury

Résumé :

Les travaux réalisés dans le cadre de cette thèse ont consisté en la réalisation d’un système de détection non destructif assisté par cavité d’atomes piégés sur réseau optique pour l’amélioration de la stabilité d’une horloge optique au strontium. La caractérisation de ce système dans son fonctionnement en régime classique, dans lequel les atomes piégés diffusent suffisamment peu de photons pour ne pas être expulsés du piège durant la détection, a mis en évidence des améliorations significatives en termes de rapport signal à bruit avec un gain d’un facteur cent en comparaison avec le système précédent de détection par fluorescence. Les gains en termes de stabilité par réduction de l’effet Dick restent cependant à concrétiser. Pour la réalisation du régime quantique, dans lequel moins d’un photon est diffusé par atome durant la détection, des idées nouvelles et des changements significatifs ont du être opérés sur le système et un travail théorique conséquent a été entrepris afin de déterminer la stratégie permettant une amélioration de la stabilité par réduction du bruit de projection quantique par mesure sans démolition de la cohérence de l’état interne atomique. J’y ai également aborder l’étude des effets des collisions chaudes des atomes de strontium piégés avec les particules du fond de vide résiduel, permettant une amélioration de l’exactitude de l’horloge. Cette thèse rapporte en particulier la première mesure expérimentale du déplacement de la fréquence de transition d’horloge due à ces collisions ainsi que son étude théorique.

Summary :

The work achieved in the frame of this PhD training consisted in the implementation of a cavity enhanced non destructive detection system of atoms trapped in an optical lattice aiming at improving the stability of an optical strontium clock. The characterization of the system in its classical regime, for which a sufficiently low number of photons are scattered per atom to avoid expelling them off the trap, highlighted significant improvements in term of signal to noise ratio, with gain factor around 100 compared with the previously used fluorescence scheme. Yet, gains in terms of stability via Dick effect reduction still have to be demonstrated. Regarding the quantum regime, for which less than one photon is scattered per atom over the detection, new ideas and significant changes have been carried out on the system and a theoretical study was has been undertaken to determine the strategy for the improvement of the clock stability by quantum projection noise reduction via quantum non demolition measurement. It was as well the opportunity to study the effect of the hot collisions between the trapped strontium atoms and the residual vacuum background gas particles, allowing for the improvement of the clock uncertainty. This work reports in particular on the first measurement of strontium clock hot collisions shifts as well as its theoretical study.

Composition du jury :

Mme Yan DELORME IR Observatoire de Paris Directeur de these
M. Jean-François LAMPIN Directeur de recherche IEMN Rapporteur du jury
Mme Maryvonne GERIN Directeur de recherche LERMA-ENS Membre du jury
M. Christophe GOLDSTEIN Ingénieur CNES Membre du jury
Mme Juliette MANGENET Directeur de recherche LPA-ENS Membre du jury
Mme Christine LETROU Professeur Télécom Sud Paris Rapporteur du jury
M. Raffaele COLOMBELLI Directeur de recherche C2N CoDirecteur de these

Résumé :

Nous avons développé un récep- teur hétérodyne terahertz (THz) compact et ultra-sensible à base de laser à cascade quantique (QCL) comme oscillateur local et de bolomètre à électron chaud (HEB) comme mélangeur. Le récepteur est basé sur un nouveau concept pour le couplage quasi-optique entre l’oscillateur local et le mélangeur ce qui a permis de ne pas utiliser de lame semi-réfléchissante pour la superposition du signal provenant du QCL et du signal à détecter. Le mélangeur utilisé est un HEB en nitrure de niobium avec une antenne planaire formé d’une double hélice log-spiral. Le HEB est monté sur la partie plane d’une lentille convexe en silicium. L’oscillateur local est un QCL que nous avons développé avec un système de contre-réaction répartie du troisième ordre avec une faible dissipation thermique, un faisceau peu divergent et un fonctionnement mono-mode à la fréquence cible de 2.7 THz. Le couplage entre l’oscillateur local et le mélangeur HEB a également été amélioré en couplant le QCL avec une fibre creuse en diélectrique ce qui a permis d’améliorer la directivité du faisceau laser à 55 dBi. Grâce aux précédents résultats, nous avons obtenu un récepteur THz hétérodyne compact qui présente une sensibilité proche de l’état de l’art à 2.7 THz

Summary :

We demonstrate an ultra-compact Terahertz (THz) heterodyne detec- tion system based on a quantum cas- cade laser (QCL) as local oscillator and a hot electron bolometer (HEB) for the mixing. It relies on a new opti- cal coupling scheme where the local oscillator signal is coupled through the air side of the planar HEB an- tenna, while the signal to be de- tected is coupled to the HEB through the lens. This technique allows us to suppress the beam splitter usu- ally employed for heterodyne mea- surements. The mixer is a Niobium Nitride HEB with a log-spiral planar antenna on silicon and mounted on the back of a plano-convex silicon lens. We have developed a low power consumption and low beam di- vergence 3rd-order distributed feed- back laser with single mode emis- sion at the target frequency of 2.7 THz to be used as local oscillator for the heterodyne receiver. The cou- pling between the QC laser and the the HEB has been further optimized, using a dielectric hollow waveguide that reliably increases the laser beam directivity up to 55 dBi. Upon the high beam quality, sufficient output power in a single mode at the tar- geted frequency and low power dissi- pation of our local oscillator, we have build an ultra compact THz hetero- dyne receiver with sensitivity close to the state of the art at 2.7 THz.

Composition du jury :

Mme Rosine LALLEMENT DR Observatoire de Paris Directeur de these
M. Giovanni VLADILO Astronome INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste (OATs) Rapporteur du jury
M. Dieter BREITSCHWERDT Professeur Berlin Institute of Technology, Faculty II, Mathematics and Natural Sciences, Department of Astronomy and Astrophysics , Berlin Rapporteur du jury
Mme Annie ROBIN Astronome Institut Utinam, OSU Theta Franche-Comté-Bourgogne Membre du jury
M. Arnaud SIEBERT Astronome Observatoire astronomique de Strasbourg Membre du jury
M. Jacques LE BOURLOT Professeur Observatoire de Paris Membre du jury

Résumé :

Le milieu interstellaire (ISM) represent un fraction mineur de la matière de la Voie Lactée, mais ce joue a role clefs dans l’evolution et la structure galactique. La majorité des constituants du ISM ont été identifiés grace à leur emissions or absorptions, mais une catégorie d’absorption, les "bandes interstellaires diffuses" (DIBs), ont pas des particules absorbants identifiés. En particulier, il y a une DIB centrée à 862 nm dans le intervalle spectroscopique du Radial Velocity Spectrometer (RVS), un des instruments des la mission ESA Gaia. La première partie de ma thèse est relié à la construction de ce future catalogue et son usage potentiel. J’ai développé un code de profile fitting adapté à la DIB "Gaia" et à l’instrument RVS. Je présente dans ma thèse l’estimation de DIB mesurable. La second partie de ma thèse est en relation aux cartes 3D du ISM. J’ai focalisé sur l’usage potentiel des DIBs pour le mapping. J’ai fait la première tomography basée sur des données composée, extinction et DIB. J’ai tournée des inversions parallels des extinctions et DIB pour les mêmes targets stellaires, et comparés les distributions. J’ai développé une technique exprès pour le massive dataset, appelée "technique topographique hiérarchique" et j’ai appliqué cet technique aux nouveau catalog de 30 millions des mesures d’extinction basé sur Gaia. Finalement, j’ai utilisé des spectres au sol pour extraire soit les vitesses soit la colonne des matériaux interstellaire avec du profile-fitting et j’ai participé aux premiers steps d’une carte cinématique 3D du ISM. 

Summary :

The Interstellar Medium (ISM) represents a small fraction of the Milky Way matter, but it plays a fundamental role because it governs the galactic evolution and its structure. Most of the ISM gaseous constituents have been identified through their emission or absorption characteristics, however, the "diffuse interstellar bands" (or DIBs), still has no counterpart in absorbing species. A favourable situation is the presence of a DIB (with central wavelength 862 nm) within the spectral interval of the Radial Velocity Spectrometer (RVS), one of the instruments of the ESA Gaia mission. The first part of the work presented in this document is directly related to the construction of this future catalog and its potential use. I have developed a profile fitting code adapted to the emphGaia DIB and to the RVS instrument. I estime in my thesis how many DIBs will be measured. The second part of this thesis is related to the three-dimensional (3D) mapping of the ISM. I made the first tomography based on composite data, both extinctions and DIBs and showed this is a viable way. I ran parallel inversions of two extinction and DIB datasets for the same target stars and compared the distributions. The full 3D tomographic inversion technique in this case requires an unrealistically large computing time. I have developed a technique and I have applied it to a new catalog of 30 millions of extinction measurements based on Gaia. Finally, I used ground-based stellar spectra to extracted radial velocities and columns of IS absorbing species and participated to the first step of a "kinematic" 3D map of the ISM.

Composition du jury :
M. Eric GOURGOULHON Directeur de recherche Observatoire de Paris - Luth Membre du jury
M. Alexandre MARCOWITH Directeur de recherche Laboratoire Univers et Particules de Montpellier Membre du jury
M. Christophe SAUTY Professeur Observatoire de Paris - Luth CoDirecteur de these
Mme Véronique CAYATTE Chargé de recherche Observatoire de Paris - Luth CoDirecteur de these
M. Nektarios VLAHAKIS Professeur Section of Astrophysics, Astronomy & Mechanics Department of Physics, School of Sciences National and Kapodistrian University of Athens Membre du jury
M. Amir LEVINSON Professeur Tel Aviv University Dept Phys-Astronomy/Wise Observatory Rapporteur du jury
M. Ioannis CONTOPOULOS Directeur de recherche Research Center for Astronomy and Applied Mathematics Academy of Athens Rapporteur du jury

Résumé :

Les jets sont des phénomènes d’éjection collimatée de plasma magnétisé. Ces ph́énomènes liés à l’accrétion d’un disque sur un objet central, sont relativement répandus dans l’univers : les environnement des étoiles jeunes (objets Herbig-Haro, étoiles T Tauri), des binaires X, des sursauts gamma et les noyaux actifs de galaxies... Les jets extra-galactiques sont issus des trous noirs super-massifs au centre de galaxies telles que les quasars ou les radiogalaxies. Ils sont caractérisés par leur taille, leur puissance et la vitesse du plasma. Les jets extragalactiques sont étudiés dans de ce travail de thèse, même si les outils et méthodes développés peuvent être utilisés pour les binaires X et les micro-quasars. Nous poserons en particulier les questions des mécanismes de lancement, d’accélération et de collimation de ces écoulements. Nous traiterons également de la source énergétique à l’origine de l’écoulement qui peut atteindre une puissance de l’ordre de 10^47 erg.s−1. Le liens avec l’accrétion, la proximité de la base des jets avec le trou noir central, les vitesses d’écoulement observées dans certains jets, montrent que le traitement de ces questions doit inclure les effets de la relativité générale. Nous étudierons donc des solutions de la décomposition 3+1 des équations de la magnéto-hydrodynamique en métrique de Kerr. Nous nous appliquerons au développement d’un modèle d’écoulement méridional auto-similaire avec un traitement consistant du cylindre de lumière. Ce modèle pouvant s’appliquer à la fois au jet et à l’accrétion. Nous explorons les mécanismes d’accélération et de collimation des solutions produites. Nous calculerons des solutions de l’écoulement entrant dans l’horizon et de l’écoulement sortant à l’infini incluant des termes d’injection de paires. Le rôle du mécanisme de création de paires et des processus d’extraction de l’énergie du trou noir sera exploré.

Summary :

Jets are collimated ejection phenomena of magnetized plasma. These phenomena related to the accretion of a disk on a central object, are relatively common in the universe : the environment of young stars (Herbig- Haro Objects, T Tauri stars...), X-ray binaries, Gamma-ray-bursts, and active galactic nuclei... Extragalactic jets come from super-massive black holes in the center of galaxies such as quasars or radiogalaxies. They are characterized by their size, their power and velecity of the plasma. Extragalactic jets will be the subject of studies in this thesis work, although the tools and methods developed can be used for X-ray binaries and microquasars. In particular, we will ask questions about the mechanisms of launching, accelerating and collimating these flows, but also about the energy source at the origin of the flow that can reach a power in the order of 10^47erg.s−1. The links with the accretion, the proximity of the jet base to the central black hole, flow velocities observed in some jets, show that the treatment of these issues must include the effects of general relativity. We will therefore study solutions of the 3+1 decomposition of magneto-hydrodynamic equations in Kerr metric. We will apply ourselves the development of a meridional self-similar magnetized flow model with a consistent treatment of the light cylinder effect. This model can be applied to both spine jet and accretion. We explore the mechanisms of acceleration and collimation of the obtained solutions. We will calculate solutions of the incoming flow in the horizon and the outgoing flow reaching infinity including injection terms. The role of the pair creation mechanism and the processes of extracting energy from the black hole are explored

Composition du jury :

M. Peter WOLF DR2 Observatoire de Paris Directeur de these
Mme Saïda GUELLATI-KHéLIFA Professeur CNAM Rapporteur du jury
M. Robertus POTTING Professeur University of Algarve Rapporteur du jury
M. Éric GOURGOULHON Directeur de recherche Observatoire de Paris Membre du jury
M. Joël BERGé Chargé de recherche ONERA Membre du jury

Résumé :

Cette thèse présente deux tests d’invariance de Lorentz, réalisés dans le cadre de l’Extension du Modèle Standard (SME). Le premier a pour objectif une recherche de violation dans le secteur SME de la matière, grâce aux données d’une horloge à atomes froids de $^133$Cs. La recherche de variations de la fréquence de transition hyperfine de cet atome a permis de contraindre plusieurs coefficients SME liés aux protons et aux neutrons, avec une sensibilité améliorant jusqu’à 12 ordres de grandeur les limites actuelles sur ces derniers. Le second test a été réalisé grâce aux données de la mission spatiale MICROSCOPE, en vol depuis le 25 avril 2016, qui a pour but de tester le Principe d’Équivalence faible avec une précision de l’ordre de $10^-15$ sur le paramètre d’Eötvös. Nous avons utilisé les mesures MICROSCOPE pour contraindre des violations d’invariance de Lorentz dues à un couplage entre matière et gravitation, en recherchant des variations de l’accélération relative de deux masses d’épreuve selon l’orientation de l’axe sensible de l’instrument, un double accéléromètre électrostatique. Les premiers résultats, obtenus grâce à l’analyse de cinq sessions de mesures, ont déjà démontré une amélioration jusqu’à 4 ordres de grandeur des contraintes sur deux coefficients du secteur SME de la matière couplée à la gravitation.

Summary :

This thesis presents two Lorentz invariance tests, performed within the Standard Model Extension framework (SME). The first one is a search for a violation in the matter sector of the SME, using data from a cold atom clock. The search for variations in the hyperfine transition frequency of $^133$Cs allowed us to constrain several SME coefficients related to protons and neutrons, with a sensitivity improving by up to 12 orders of magnitude the current best laboratory limits on these coefficients. The second test was carried out using the data from the MICROSCOPE space mission, in flight since April 2016, which is intended to test the Weak Equivalence Principle (WEP) with an accuracy of $10^-15$ on the Eötvös parameter. In this experiment, a coupling between matter and gravitation could lead to Lorentz violation signals and therefore to variations in relative acceleration of two test masses depending on the satellite orientation. The relative acceleration is measured by a differential electrostatic accelerometer. The first results, obtained through the analysis of five sessions, have already demonstrated an improvement of up to 4 orders of magnitude of the constraints on two coefficients of the SME sector of matter-gravity couplings

Composition du jury :

M. Benoit SEMELIN PR2 Observatoire de Paris Directeur de these
M. Philippe ZARKA Directeur de recherche LESIA Membre du jury
M. Réza ANSARI Professeur Université Paris-Sud (LAL) Rapporteur du jury
M. Garrelt MELLEMA Professeur garrelt.mellema chez astro.su.se Rapporteur du jury
M. Dominique AUBERT Maître de conférences Université de Strasbourg Membre du jury
Mme Paola DI MATTEO Astronome adjoint GEPI Membre du jury
M. Andrei MESINGER Professor Scuola Normale Superiore Membre du jury

Résumé :

Les simulations, de plus en plus, sont capables de saisir la complexité de l’époque de réioisation, durant laquelle l’hydrogène neutre de l’Universe a été ionisé par les premières sources lumineuses. Des bases de données représentatives de la multitude de signaux possibles seront nécessaires pour contraindre les paramètres des modèles quand des observations 21 cm seront disponibles. À cette fin, et en préparation des observations à venir sur des instruments comme SKA, nous avons développé une base de données de cones de lumières EoR haute-résolution (21ssd.obspm.fr), ainsi qu’une modélisation du bruit thermique. Nous avons également développé un formalisme permettant de quantifier la différence entre les modèles de cette base de données, en utilisant le spectre de puissance et la fonction de distribution des pixels. Nous trouvons que les deux diagnostiques sont sensibles à des paramètres différents des modèles, ce qui signifie que les deux peuvent être utilisés ensemble de manière complémentaire pour extraire l’information maximale. De plus, en utilisant le code 21cmFAST, nous avons développé des stratégies pour échantillonner l’espace des paramètres d’une mannière optimale (plus homogène et isotrope), afin de fournir le meilleur fondamentpoint de départ entrainer un réseau de neurones. Ce réseau retrouve les paramètres du modèle en se basant sur une observable. Nous observons une amélioration modérée dans la précision de ses prédictions quand nous utilisons l’échantillonnage optimisé lors de son entrainement.

Summary :

Simulations are increasingly able to capture the intricacies of the Epoch of Reionization, during which the neutral hydrogen in the Universe was ionized by the first luminous sources. Databases encompassing the range of possible signals will be needed to constrain parameter values when 21 cm observations are available. In preparation for upcoming experiments such as the SKA, we have developed a database of high-resolution EoR lightcones (21ssd.obspm.fr), along with realistic thermal noise modelling. We examine frameworks with which we can quantify the difference between entries in this database, specifically with the power spectrum and pixel distribution function. We find that the two diagnostics are sensitive to different parameters, meaning they can be used together to extract maximumal information. Then, using the 21cmFAST code, we explore how to optimally sample a parameter space (so that it is more homogeneous and isotropic), in order to provide the best set-up for parameter extraction. Finally, the improved sampling is used in training a neural network. The neural network uses observables as input data, and attempts to estimate the corresponding parameter values. When the optimal sampling is used as training data, we find that the neural network is able to estimate parameter values with a modest improvement in accuracy.

Composition du jury :

Mme Rosine LALLEMENT Directeur de recherche émérite GEPI Observatoire de Paris Directeur de these
M. Francois-Xavier DéSERT Astronome Institut de planétologie et d’astrophysique de Grenoble (IPAG) Rapporteur du jury
Mme Paule SONNENTRUCKER Astronome Space Telescope Science Institute Rapporteur du jury
M. Jan CAMI Associate professor University of Western Ontario Membre du jury
M. Nick COX Ingénieur de recherche ACRI-ST Membre du jury
Mme Christine JOBLIN Directeur de recherche Institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP) Membre du jury
M. Alain OMONT Directeur de recherche émérite Institut d’Astrophysique de Paris (IAP) Membre du jury
M. Jacques LEBOURLOT Professeur Université Paris-Diderot / LERMA, Observatoire de Paris Membre du jury

Résumé :

Les bandes interstellaires diffuses (DIBs) représentent un mystère centenaire : aucune des centaines de bandes n’a pu être identifiée avec certitude avec un porteur spécifique, à l’exception très probable du cation buckminsterfullerène C60+. Il est obligatoire d’identifier et de quantifier la quantité de grosses molécules carbonées interstellaires qui sont très probablement responsables des DIBs : Les porteurs de DIB représentent probablement le plus grand réservoir de matière organique dans le Milieu interstellaire (MIS) et constituent un élément important de la chaîne des processus qui régissent le cycle interstellaire/stellaire. Jusqu’à récemment, la plupart des études liées aux DIBs avaient pour objectif unique l’identification des porteurs et, pour ce faire, se concentraient sur un nombre limité d’étoiles chaudes, distantes et rougies. Mon travail de recherche en thèse marque un tournant dans les méthodes et les objectifs associés aux DIBs, une évolution permise et motivée par le nombre croissant de relevés stellaires avec des instruments de plus en plus puissants à haute résolution spectrale. En effet, il est aujourd’hui possible de recueillir des quantités massives de données, tant du point de vue du nombre d’étoiles cibles que du point de vue du nombre de DIBs observées simultanément. Cela a ouvert la voie à de nouveaux types d’études, à des objectifs plus ambitieux et, surtout, à de nouvelles comparaisons potentielles avec les données de laboratoire. Ma thèse présente un grand nombre d’extractions de DIBs et quatre de ces nouvelles analyses : - Méthodes d’extraction et recherche de nouvelles DIBs. - Lien avec les propriétés physiques des nuages. - Constitution de bases de données pour la cartographie du MIS. - Tomographie des structures individuelles. - Des extractions de profils de DIBs basées sur des lignes de visée soigneusement sélectionnées, des études de leurs sous-structures et de leur variabilité spatiale et des contraintes subséquentes sur leurs porteurs moléculaires potentiels.

Summary :

Diffuse interstellar bands (DIBs) represent a century-old mystery : none of the hundreds of bands could be identified with certainty with a specific carrier, at the very likely exception of the buckminsterfullerene cation C60+. Identifying and quantifying the amount of the large interstellar carbonaceous molecules that are very likely responsible for the DIBs is mandatory : DIB carriers likely represent the largest amount of organic matter in the Universe and are an important piece of the chain of processes that govern the interstellar/stellar cycle. Up to recently, most of the DIB studies have had as a unique goal the identification of the carriers, and to do so have been focusing on a limited number of hot, distant and reddened stars, using increasingly powerful instruments. This thesis marks a turning point in the methods and goals associated with the DIBs, an evolution allowed and motivated by the increasing number of stellar surveys with high multiplex instruments. As a matter of fact, it is possible today to gather massive amounts of data, both from the point of view of the number of target stars and from the point of view of the number of DIBs simultaneously observed. This has opened the way to new types of studies, more ambitious goals, and, importantly, new potential comparisons with laboratory data. This thesis presents a large number of DIB extractions and four of these novel analyses : - Methods of extraction and search for new DIBs. - Statistical studies of the link between DIB strengths and the physical properties of their hosting clouds. - Tomographic studies of the carriers on large and small spatial scales. - Line profile extractions based on carefully selected sightlines, studies of their substructures and spatial variability and subsequent constraints on their potential molecular carriers.

Composition du jury :

M. Alain VIENNE PR1 Observatoire de Paris Directeur de these
M. Valéry LAINEY Astronome adjoint Jet Propulsion Laboratory Directeur de these
M. Matija ĆUK Research Scientist SETI Institut Rapporteur du jury
Mme Anne-Sophie LIBERT Chargée de cours Université de Namur Membre du jury
M. Carl MURRAY Professor Queen Mary University of London Membre du jury
M. Aurélien CRIDA Maître de conférences Observatoire de la Côté d’Azur Rapporteur du jury
M. Bruno SICARDY Professeur Observatoire de Paris Membre du jury

Summary :

When a strong tidal interaction between Saturn and its icy satellites was revealed a few years ago, the formation of the system and its evolution were subject to questioning. These results imply that the satellites are younger than the planet and underwent important orbital modifications during their evolution, making possible many mean motion resonance crossings between satellites. In this thesis, we assume that Titan migration is also important, increasing its semi-major axis in time, and crossing a 5:1 resonance with Iapetus. Today, Iapetus’ orbital plane is tilted with respect to a natural equilibrium plane called the Laplace plane, on which a satellite should have naturally been formed. But, among having non-null eccentricity, Iapetus’ orbit stays on a constant 8 degree tilt with respect to this equilibrium plane. We are therefore assessing the possibility for Titan to be responsible for Iapetus’ orbit.

Starting with Iapetus on a circular orbit with its orbital plane co-planar with the Laplace plane, we have used a N-Body code and a semi-analytic model to perform numerous numerical simulations.

The analysis of the simulations show that the results are very dependent on the quality factor, Q. For values greater than 2000, Iapetus is more likely to get ejected during the crossing of the resonance, whereas setting a fast migration for Titan (Q below 100) avoids any strong perturbation of Iapetus’ orbit. The ejection likelihood increases with Q and for values between 100 and 2000, many simulations show a resonance capture, followed by a chaotic evolution of the eccentricity and the inclination, then a release with perturbed orbital elements. The range of values for post-resonance eccentricities are between 0 and 0.15 while the tilt can grow up to 11 degrees. Out of 800 simulations done with the N-Body code, 2 show elements compatible with Iapetus’ actual orbit. In addition, more than twenty simulations show a tilt having raised over 4 degrees if we count the simulation done with the semi-analytic model.

These numerical simulations allowed us to constrain the tidal dissipation of the planet at Titan’s frequency. Some simulations performed with Q between 100 and 2000 account for the orbit of Iapetus we observe today, making plausible the scenario where the resonance with Titan was the source of Iapetus’ perturbed orbit

Composition du jury :

M. Laurent MUGNIER Maître de recherche Université Paris-Sud Directeur de these
M. Frantz MARTINACHE Maître de conférences OCA Rapporteur du jury
M. Dimitri MAWET Professor California Institute of Technology / Jet Propulsion Laboratory Rapporteur du jury
M. Kjetil DOHLEN Ingénieur de recherche LAM Membre du jury
M. Daniel ROUAN Directeur de recherche Observatoire de Paris Membre du jury
Mme Karine PERRAUT Astronome IPAG Membre du jury
M. Raphaël GALICHER Maître de conférences Université Paris VII et observatoire de Paris Membre du jury
M. Jean-François SAUVAGE Ingénieur de recherche ONERA (équivalent chargé de recherches) ONERA et LAM CoDirecteur de these

Résumé :

Adaptation de la diversité de phase coronographique d’une part à l’estimation d’aberrations en présence de turbulence résiduelle, et d’autre part à l’estimation conjointe d’aberrations de phase et d’amplitude. Premières optimisation du contraste au plan focal par une méthode non-linéaire.

Summary :

Extension of COFFEE, the coronagraphic phase diversity, to : — aberration measurement in the presence of adaptive-optics-corrected turbulence ; — measurement of the complex field of aberrations. Preliminary results on the non-linear dark hole.

Composition du jury :

Mme Martina WIEDNER, CR1, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Benjamin FUCHS, Chargé de recherche , University of Rennes 1, Rapporteur du jury
M. François PAJOT, Directeur de recherche CNRS-INSU, Rapporteur du jury
M. Michel PIAT, Professeur, Université Paris Diderot, Membre du jury
M. Emmanuel LELLOUCH, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Matteo ALBANI, Associate professor, UNIVERSITA’ DEGLI STUDI DI SIENA, Membre du jury
Mme Doris MAIER, Ingénieur, Iram, Membre du jury

Résumé :
L’observation du milieu interstellaire est très importante aux fréquences mm / (sub) mm / Thz pour comprendre comment se forment les étoiles et les planètes. De telles observations dépendent des récepteurs hétérodynes. Ces instruments atteignent une résolution spectrale très élevée en convertissant un signal haute fréquence à une fréquence plus basse. Dans un récepteur hétérodyne, le signal collecté est superposé sur un signal artificiel, bien connu, monochromatique, généré par l’oscillateur local (OL), donc ce signal artificiel est plus-ou-moins la fréquence du signal du ciel. Le mélangeur produit le signal de la fréquence du battement. Cette fréquence est équivalente à la différence entre le OL et la fréquence du signal du ciel. Ainsi, le signal du ciel est traduit à une fréquence plus basse, pour qu’il soit facile à amplifier et détecter. Habituellement, les récepteurs hétérodyne ont seulement un pixel spatial avec de nombreux canaux en fréquences. Notre objectif est de développer des réseaux de centaines de pixels. Pour faire cela, certains composants de l’hétérodyne doivent être repensés radicalement, tels que l’antenne de réception et le diviseur de faisceau OL. En effet, l’antenne réceptrice est généralement constituée d’une antenne à double fentes sur une lentille, ou d’une antenne cornet. Par contre, ces antennes ne sont pas les meilleurs choix pour des réseaux de nombreux pixels car elles doivent être usinées et montées individuellement. Au lieu de cela, il est commode de développer des structures planaires qui peuvent être facilement produites toutes ensembles. En particulier, nous avons conçu et simulé des réseaux d’antennes patch, de réseaux de transmission, et de plaques de zone. Le réseau d’antennes patch consiste d’un réseau de patchs métalliques reliés par une ligne microruban et séparés du plan de masse par un substrat diélectrique. Cette configuration profite du facteur du réseau pour réduire la largeur de faisceau du signal collecté. Cependant, nos simulations nous montrent que la bande RF des réseaux d’antennes patch est étroite. Pour cette raison, nous avons analysé la possibilité d’utiliser une autre solution : le réseau de transmission. C’est un réseau de plusieurs cellules qui déphase une onde afin de transformer son front de phase de forme planaire en forme sphérique. Le but de la matrice de transmission est de focaliser le faisceau collecté vers une antenne et melangeur à double fentes. La thése démontre qu’un effet de focalisation satisfaisant est atteint sur une ligne. Nous avons fabriqué un tel réseau de transmission et l’avons testé en laboratoire. En raison des petites dimensions de quelques millimètres, ces tests sont difficiles à réaliser. Au sein de l’erreur de mesure, la conception et les simulations sont cohérentes. Une troisième option (d’une lentille planaire) a été étudiée dans la thèse : la plaque de zone. C’est un type particulier de réseau de transmission qui ne présente que deux déphasages de 0 ° et 180 °. Le plaque de zone focalise bien, mais est peu efficace. La dernière partie de la thèse introduit un type de diviseur de faisceau particulier qui permet une division du faisceau du signal OL vers un réseau de quatre mélangeurs très serrés. Diviser le faisceau avec des angles suffisamment petits est très difficile avec les réseaux de Fourier et Dammann classiques. Pour cette raison la méthode que nous avons proposé pour concevoir un tel diviseur est très novatrice. En effet, il permet la formation de motifs de faisceaux de forme arbitraire, qui ne sont pas limités par les ordres de diffraction. Les simulations montrent des efficacités allant jusqu’à 80% qui sont très bonnes en comparaison avec les réseaux classiques. En résumé, dans cette thèse, j’ai essayé plusieurs moyens radicalement différents pour simplifier les récepteurs hétérodynes et ouvrir la voie aux grandes matrices hétérodynes avec des centaines de pixels.

Summary :

The observation of the interstellar medium is very important at mm/(sub)mm/THz frequencies to understand how stars and planets form. Generally such observations rely on heterodyne receivers. These are instruments that achieve very high spectral resolution by down converting a high frequency signal towards a lower frequency one. In a heterodyne receiver the incoming signal is superimposed onto an artificial, well-known, monochromatic signal generated by the local oscillator (LO), chosen to be close to the frequency of the sky signal. The mixer produces the beat frequency signal. It has a frequency equivalent to the difference between the LO and sky signal frequency. Thus the sky signal is translated to a lower frequency, and it is easier to amplify and detect. Usually heterodyne receivers have only one spatial pixel with many frequency channels. Some prototypes have been realized recently with few pixels. Our objective is to develop arrays of hundreds of pixels. In order to do that, some components which compose the heterodyne receiver must be radically rethought, such as the receiving antenna and the LO beam divider. Indeed the receiving antenna generally consists of a double slot antenna on a lens, or a horn antenna. Such antennas are not the best choice for arrays of many pixels since they have to be machined and mounted individually. Instead it is convenient to develop planar structures which can be easily produced in bulk in a single process. In particular we designed and simulated arrays of patch antennas, transmit-arrays and zone plates. The array of patch antennas consists of an array of metallic patches connected via a microstrip line and separated from the ground plane by a dielectric substrate. This configuration takes advantage of the array factor to reduce the beamwidth of the incoming signal in place of the lens. However our simulations showed the array of patch antennas to be quite narrowband for a general purpose application, and quite difficult to realize. For this reason we also analyzed the possibility to use another solution such as the transmit-array. It is an array of several cells which provide a certain phase shift to an incoming wave in order to transform its phase front from planar to spherical. The purpose of the transmit-array is to focus the incoming beam towards a double slot antenna and a mixer placed below it. The simulations showed that a good focusing effect can be reached on a line. We fabricated such a transmit-array and tested it in the laboratory. Because of the small dimensions of a few millimeters these tests are difficult to carry out. Within the measurement error design and simulations are consistent. A third option of a planar lens was studied in the thesis : the zone plate. This is a particular kind of transmit-array which presents only two phase shift of 0° and 180°. The zone plates focus well, but are unfortunately not very efficient. The final part of the thesis introduces a particular kind of beam divider which allows beam splitting of the LO signal towards an array of four very closely packed mixers. To split the beam with such small relative angles is very difficult with the classical Fourier and Dammann grating, for this reason the method we proposed to design such a beam divider is very innovative. Indeed it allows the forming of arbitrary shaped beam patterns, which are not limited by the diffraction orders. Simulations show efficiencies up to 80% which are very good in comparison with classical gratings. In summary in this thesis I have tried several radically different approaches to simplify heterodyne receivers and made a first step towards for large heterodyne arrays with hundreds of pixels.

Composition du jury :

Mme Sylvie CABRIT Astro Observatoire de Paris Directeur de these
M. Stéphane GUILLOTEAU Directeur de recherche Observatoire de Bordeaux Rapporteur du jury
M. Fabien CASSE Maître de conférences Paris Diderot, rattaché à l’ED STEP’UP Rapporteur du jury
Mme Francesca BACCIOTTI Directeur de recherche Osservatorio Astrofisico di Arcetri Membre du jury
M. Guillaume PINEAU DES FORêTS Professeur émérite Paris Saclay CoDirecteur de these
M. Sylvain BONTEMPS Directeur de recherche Observatoire de Bordeaux Membre du jury
M. Thierry FOUCHET Professeur des universités UPMC Observatoire de Paris Président

Résumé :

L’extraction du moment cinétique au sein des disques protostellaires est le processus clé qui détermine la masse finale accrétée par une étoile, ainsi que les conditions de formation de son cortège planétaire. Il a été proposé que les jets protostellaires pourraient jouer un rôle essentiel dans cette extraction, via un processus magnétohydrodynamique (MHD). L’objectif principal de ce travail de thèse est de mettre à profit le gain révolutionnaire en résolution et en sensibilité apporté par l’interféromètre submillimétrique ALMA afin de clarifier le processus d’accrétion-éjection à l’œuvre dans les protoétoiles. Cette pro- blématique est abordée selon trois axes complémentaires i) confrontation des modèles théoriques de vent de disque MHD à la dynamique du jet de HH212 observé par ALMA à haute résolution angulaire. Je présente la découverte de signatures de rotation en SO/SO2 dans le jet qui, avec la dynamique de SiO, sont cohérentes avec un vent de disque MHD lancé entre 0.05 et 40au. ii) étude analytique et numérique de l’impact de la variabilité d’un jet rapide pulsant sur un vent de disque. J’identifie des signatures observationnelles de la présence d’un vent de disque à partir de l’étude morphologique et cinématique des coquilles de choc d’étrave. iii) signatures chimiques d’un jet lancé en deçà de la région de sublimation des poussières (∼ 0.2 au). Je montre que malgré la forte irradiation du jet et l’absence de poussière, des molécules telles que SiO ou CO peuvent se former efficace- ment à partir d’une faible fraction de H2. Ce scénario pourra être confronté aux futures observations JWST.

Summary :

The question of angular momentum extraction from protoplanetary disks (hereafter PPDs) is fundamental in understanding the accretion process in young stars and the formation conditions of planets. Pioneering semi-analytical work, followed by a growing body of magnetohydrodynamic (MHD) simulations, have shown that when a significant vertical magnetic field is present, MHD disk winds (hereafter MHD-DWs) can develop and ex- tract some or all of the angular momentum flux required for accretion. The aim of this PhD thesis is to exploit the unprecedented capabilities provided by ALMA to clarify the accretion-ejection process in protostars. This goal is achieved following three approaches : 1) comparison of MHD-DW models with the kinematics of HH 212 jet observed by ALMA at high angular resolution. I report the discovery of a rotating SO/SO2 wind consistent with a MHD-DWs launched out to ∼40 au with SiO tracing dust-free streamlines launched from 0.05−0.3 au. 2) Analytical and numerical study of the interaction between a pulsat- ing inner jet embedded in a stationary disk wind. Observational signatures are identified from the morphology and the kinematics of bow-shock shells. 3) Chemical signatures of a jet launched inside the dust sublimation radius (∼ 0.2 au). I show that despite the strong X-FUV field and the absence of dust, molecules like SiO or CO can form efficiently from a small fraction of H2. This scenario will be confronted to JWST observations.

Composition du jury :

M. Zuheir ALTAMIMI, DR1 Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Frédéric MASSON , Professeur, Université de Strasbourg, Rapporteur du jury
M. Jean-Matthieu NOCQUET, Professeur, IPGP, Rapporteur du jury
M. Eric CALAIS, Professeur, ENS de Paris, Membre du jury
M. Alvaro SANTAMARIA, Professeur, GET, Membre du jury
M. Paul REBISCHUNG, Chargé de recherche, IGN, CoDirecteur de these
Mme Bel LILIANE, Chargé de recherche, AgroParisTech, Membre du jury
M. Christian BIZOUARD, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

Tout positionnement global précis nécessite un repère de référence tel le repère international de référence terrestre (ITRF). La détermination de l’ITRF s’appuie sur des séries temporelles de positions d’instruments géodésiques, en particulier des stations GNSS permanentes. Les séries temporelles de positions de stations GNSS sont corrélées temporellement et spatialement. De nombreuses études ont caractérisé la dépendance temporelle de ces séries et son impact sur la détermination de repères de référence. En revanche, les corrélations spatiales (entre stations proches) des séries GNSS n’ont jusqu’à présent jamais été prises en compte dans le calcul de repères de référence. L’objectif de cette thèse est donc de proposer une méthodologie pour la prise en compte de ces corrélations spatiales et d’évaluer son apport. Les dépendances spatiales entre les séries de 195 stations GNSS sont tout d’abord évaluées à l’aide de variogrammes empiriques confirmant l’existence de corrélations jusqu’à des distances d’environ 5000 km. Des modèles de covariance exponentielle ne dépendant que de la distance inter-stations sont ajustés sur ces variogrammes empiriques. Une méthodologie basée sur un filtre de Kalman est ensuite développée pour prendre en compte les dépendances spatiales des séries GNSS dans le calcul d’un repère de référence. Trois modèles de dépendance spatiale sont proposés : un modèle ne tenant pas compte de la dépendance spatiale (cas actuel du calcul de l’ITRF), un modèle basé sur les covariances empiriques entre séries de différentes stations, et un modèle basé sur les fonctions de covariance exponentielle mentionnées ci-dessus. Ces différents modèles sont appliqués à trois jeux tests d’une dizaine de stations chacun situés en Europe, aux Caraïbes et sur la côte est des États-Unis. Les trois modèles sont évalués à l’aune d’un critère de validation croisée, c’est-à-dire sur leur capacité à prédire les positions des stations en l’absence de données. Les résultats sur les jeux tests d’Europe et des États-Unis montrent une amélioration considérable de cette capacité prédictive lorsque la dépendance spatiale des séries est prise en compte. Cette amélioration est maximale lorsque le modèle de covariance exponentielle est utilisé. L’amélioration est nettement moindre, mais toujours présente sur le jeu test des Caraïbes. Les trois modèles sont également évalués sur leur capacité à déterminer des vitesses de déplacement exactes à partir de séries temporelles de positions courtes. L’impact de la prise en compte de la dépendance spatiale des séries sur l’exactitude des vitesses estimées est significatif. Comme précédemment, l’amélioration est maximale lorsque le modèle de covariance exponentielle est utilisé. Cette thèse démontre ainsi l’intérêt de la prise en compte des dépendances spatiales entre séries GNSS pour la détermination de repères de référence. La méthodologie développée pourra être utilisée pour le calcul de futures versions de l’ITRF.

Summary :

Any global and precise positioning requires a reference frame such as the International Terrestrial Reference Frame (ITRF). The determination of the ITRF relies on the position time series of various geodetic instruments, including in particular permanent GNSS stations. GNSS station position time series are known to be temporally and spatially correlated. Many authors have studied the temporal dependency of GNSS time series and its impact on the determination of terrestrial reference frames. On the other hand, the spatial correlations (i.e., between nearby stations) of GNSS time series have so far never been taken into account in the computation of terrestrial reference frames. The objective of this thesis is therefore to develop a methodology to account for the spatial correlations of GNSS time series, and evaluate its benefits. The spatial dependencies between the position time series of 195 GNSS stations are first evaluated by means of empirical variograms, which confirm the existence of correlations up to distances of about 5000 km. Exponential covariance models, depending only on the distance between stations, are adjusted to these empirical variograms. A methodology based on a Kalman filter is then developed to take into account the spatial dependencies of GNSS time series in the computation of a terrestrial reference frame. Three models of spatial dependency are proposed : a model which does not account for the spatial dependency between GNSS time series (current case of the ITRF computation), a model based on the empirical covariances between the time series of different stations, and a model based on the exponential covariance functions mentioned above. These different models are applied to three test cases of ten stations each, located in Europe, in the Caribbean, and along the east coast of the US. The three models are evaluated with regard to a cross-validation criterion, i.e., on their capacity to predict station positions in the absence of observations. The results obtained with the Europe and US test cases demonstrate a significant improvement of this predictive capacity when the spatial dependency of the series is taken into account. This improvement is highest when the exponential covariance model is used. The improvement is much lower, but still present with the Caribbean test case. The three models are also evaluated with regard to their capacity to determine accurate station velocities from short position time series. The impact of accounting for the spatial dependency between series on the accuracy of the estimated velocities is again significant. Like previously, the improvement is highest when the exponential covariance model is used. This thesis thus demonstrates the interest of accounting for the spatial dependency of GNSS station position time series in the determination of terrestrial reference frames. The developed methodology could be used in the computation of future ITRF versions.

Composition du jury :

M. Mirel BIRLAN, CR1, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Mihai DIMA, Professeur des universités University of Bucharest, Directeur de these
M. Remus Stefan BOATA, Astronome Romanian Academy - Timisoara Branch, Romania, Rapporteur du jury
M. Philippe ROUSSELOT, Professeur des universités, Observatory of Besançon, France, Rapporteur du jury
Mme Agnieszka KRYSZCZYNSKA, Astronome, Observatory of Poznan, Membre du jury
M. William THUILLOT, Astronome, Observatory of Paris, Membre du jury
Mme Daniela DRAGOMAN, Professeur des universités, University of Bucharest Membre du jury
Mme Sabina STEFAN , Professeur des universités, University of Bucharest, Membre du jury

Résumé :

Les météoroïdes, les astéroïdes et les comètes ont été en interaction permanente avec la Terre pendant son existence. Lorsqu’un objet, tel qu’une comète ou un astéroïde, tourne autour du Soleil, il peut laisser des fragments de matière derrière lui. Il y a une relation implicite entre les fragments et leurs corps parents. Le champ gravitationnel de la Terre capte les fragments et quelques fois le matériel extraterrestre est retrouve au sol sous la forme des météorites.. L’étude de ces objets et le lien entre eux peuvent aider comprendre les conditions de formation et d’évolution du Système solaire, les conditions de développement de la vie sur Terre, les processus chaotiques dans le Système solaire, la sécurité de la Terre et peut-être , l’industrie spatiale. Tous les objets dans le Système solaire sont caractérisés par leurs orbites et les flux de météoroïdes ont des orbites similaires avec les objets qui les produisent. Pour cette raison, la méthode la plus courante d’identification du corps parental est basée sur les similarités des orbites, également appelées critères de discrimination ou critères-D. Dans mon travail, j’ai utilisé trois critères D-Criteria pour l’association des corps parents. Je définis un seuil pour chaque mesure en utilisant une nouvelle méthode de sélection de seuil. En outre, j’ai étudié les objets associés stabilité orbitale, dans le sens du temps de Lyapunov et leurs propriétés physiques. En raison des similitudes entre les flux de météorites et leurs corps parents, il est nécessaire que les associations appartiennent à la population d’astéroïdes géocroiseurs. L’observation de cette population d’objets est cependant difficile. La géométrie favorable pour les observations d’un géocroiseur est limité a trois ou cinq fois par siècle. Pour cette raison j’ai créé un programme d’observation, qui vise à obtenir des données physiques pour les objets associés qui n’ont pas de données physiques. Lors de mes recherches, j’ai pu associé 296 géocroiseurs à 28 pluies de météores ; parmi eux, 73 astéroïdes satisfaisant les trois critères utilisés. Du point de vue dynamique, mon échantillon contient 82% d’astéroïdes de type Apollo et 7% sont classés comme potentiellement dangereux, 15,3% sont sur des orbites cométaires et 84,3% sur des orbites d’astéroïdes. Du point de vue des données physiques, j’ai trouvé deux astéroïdes qui sont des rotateurs rapides, donc ils ne peuvent pas générer de météores. D’un autre côté, j’ai également trouvé un astéroïde binaire associé et un astéroïde tumbling, des objets avec une forte probabilité d’être des corps parents. J’ai également réussi à trouver des similitudes entre 5 météorites et 5 astéroïdes associés avec des données physiques et j’ai obtenu des données d’observation pour trois astéroïdes associés.

Summary :

Meteoroids, asteroids, and comets have been permanently interacting with Earth during its existence. When an object, such as a comet or an asteroid, revolve around the Sun it may leave fragments of matter behind it and if this object is in Earth’s proximity, those fragments are gathered by the planet gravity. The study of these objects and the link between them can help in the understanding of the formation and evolution conditions of the Solar System, the conditions of developing the life on Earth, the chaotic processes in the Solar System, Earth security and maybe, in future, space industry. All objects within the Solar System are characterized by their orbits and the meteoroid streams have similar orbits with the objects that produce them. For that reason the most common method of parent body identification is based on orbits similarities, also known as discrimination criteria or D-Criteria. In my work I used three D-Criteria metrics for parent body association. I set a threshold for each metric by using a new threshold selection method. Moreover, I investigated the associated objects orbital stability, in the Lyapunov time sense and their physical properties. Due to the similarities between meteoroid streams and their parent bodies, it is required for the associations to belong to Near Earth Asteroids population. But for this population is difficult to obtain data. The favorable geometry for these objects observations occurs five times per century. For this reason was created an observational program, that aims to obtain physical data for the associated objects that do not have physical data. My results consist from 296 asteroids that were associated with 28 meteor showers, from which 73 asteroids satisfied all the criteria used. From the dynamical perspective, my sample contains 82% of Apollo asteroids and 7% are classified as potential hazardous, 15.3% are on cometary orbits and 84.3% are on asteroidal orbits. From the physical data perspective, I found two asteroids that are fast-rotators, therefore they can not generate meteors. On the other hand, I also found associated one binary asteroid and one tumbling asteroid, objects with a high probability of being parent bodies. I also managed to find similarities between 5 meteorites and 5 associated asteroids with physical data and I obtained observational data for three associated asteroids.

Composition du jury :

M. Benoit MOSSER PRCE Observatoire de Paris Directeur de these
M. Eric MICHEL Astronome Observatoire de Paris CoDirecteur de these
Mme Valérie VAN GROOTEL Chercheur qualifié du FNRS Université de Liège Rapporteur du jury
M. Thierry CORBARD Astronome adjoint Observatoire de la Côte d’Azur Rapporteur du jury
Mme Ana PALACIOS Astronome Université de Montpellier Membre du jury
M. Jørgen CHRISTENSEN-DALSGAARD Professor Université d’Aarhus Membre du jury
Mme Arlette NOELS Professeur honoraire Université de Liège Membre du jury
M. Pierre KERVELLA Astronome Observatoire de Paris Examinateur

Résumé :

L’astérosismologie consiste à sonder les intérieurs stellaires en détectant les ondes sismiques qui s’y propagent. Les géantes rouges, des étoiles évoluées peu massives dont l’hydrogène du cœur est épuisé, sont des pulsateurs de type solaire présentant des modes mixtes qui nous permettent d’accéder directement aux propriétés physiques de leur cœur. Les mesures sismiques disponibles indiquent qu’un ou plusieurs mécanismes physiques encore mal compris contrebalancent l’accélération de la rotation du cœur sous l’effet de sa contraction, en transportant du moment cinétique. La majeure partie de cette thèse a été consacrée au développement d’une méthode permettant une mesure aussi automatisée que possible de la rotation moyenne du cœur des étoiles de la branche des géantes rouges observées par le satellite Kepler (NASA). Les mesures obtenues pour environ 900 étoiles mettent en évidence que la rotation du cœur est à peu près constante le long de la branche des géantes rouges, avec des valeurs indépendantes de la masse des étoiles. Le deuxième volet de cette thèse est consacré à l’interprétation de ces résultats basée sur la modélisation stellaire. L’enjeu consiste à utiliser les mesures à grande échelle obtenues durant la première partie pour caractériser la quantité de moment cinétique qui doit être extraite localement de chaque région du cœur, à différents instants sur la branche des géantes rouges, pour différentes masses stellaires.

Summary :

Asteroseismology consists in probing stellar interiors through the detection of seismic waves. Red giants are evolved low-mass stars that have exhausted hydrogen in their core. These stars are solar-type pulsators presenting mixed modes that allow us to have a direct access to the physical properties of their core. The available seismic measurements indicate that one or several mechanisms that remain poorly understood counterbalance the acceleration of the core rotation, resulting from its contraction, by transporting angular momentum. The greatest part of this PhD thesis was devoted to the development of a method allowing a measurement as automated as possible of the mean core rotation of stars on the red giant branch that were observed by the Kepler satellite (NASA). The measurements that were derived for almost 900 stars highlight that the core rotation is almost constant along the red giant branch, with values largely independent of the stellar mass. The second part of this PhD thesis is devoted to the interpretation of these results based on stellar modelling. The challenge consists in using the large-scale measurements obtained in the first part to characterise the quantity of angular momentum that has to be extracted from each layer of the core, at different timesteps on the red giant branch, for different stellar masses.

Composition du jury :

M. Andreas FREISE Professeur Université de Birmingham Membre du jury
M. Nir DAVIDSON Professeur Weizmann Institute of Science Membre du jury
M. Philip TUCKEY Astronome Observatoire de Paris Membre du jury
M. Yvan SORTAIS Maître de conférences Institut d’Optique Graduate School Rapporteur du jury
Mme Mathilde FOUCHé Chargé de recherche Institut de Physique de Nice Rapporteur du jury
M. Arnaud LANDRAGIN Directeur de recherche CNRS, Observatoire de Paris Directeur de these

Résumé :

Les capteurs inertiels basés sur l’interférométrie atomique reposent sur l’utilisation d’atomes froids refroidis à des températures proches du micro-Kelvin et des temps d’interrogation de plusieurs centaines de millisecondes. Ces conditions conduisent à une extension du nuage d’atomes de l’ordre du cm, qui rend difficile leur interrogation efficace par des lasers à profil d’intensité gaussien. Cette thèse vise à développer plusieurs moyens de palier aux contraintes posés par le profil gaussien des lasers et leur intensité limitée. Deux axes principaux sont explorés. D’une part, l’inhomogénéité d’intensité des faisceaux d’interrogation a été adressée par l’étude, la réalisation et la caractérisation de solutions de mise en forme de faisceaux. Un modulateur spatial de phase a notamment été utilisé pour réaliser un faisceau plat en intensité et en phase de 3cm de diamètre. Une solution commerciale mise en vente durant la thèse a finalement été adaptée à une expérience d’interférométrie atomique, et son impact a été caractérisé. D’autre part, l’utilisation actuelle de lasers gaussiens de diamètres centimétriques pour adresser un maximum d’atomes apporte des contraintes sur les puissances utilisées. L’idée de profiter du gain en puissance de cavités optiques émerge dans le domaine et constitue le cœur de ce travail. Plusieurs concepts de résonateurs optiques ont été étudiés pour permettre l’amplification d’un mode de grande taille dans une géométrie compacte. Nous avons réalisé un résonateur dégénéré, intégrant une lentille intra-cavité, et avons étudié l’influence de ses désalignements et des défauts des optiques sur la résonance de grands faisceaux injectés. Ces deux dispositifs et leur couplage ouvrent la voie vers des générations avancées d’interféromètres atomiques, pour des expériences de précision en physique fondamentale ou pour la mise au point de capteurs inertiels à atomes froids compacts.

Summary :

Inertials sensors based on atom interferometry use cold atom clouds cooled to micro-Kelvin temperatures and interrogation times of a few hundred of milliseconds. These conditions lead to an expansion of the atom clouds reaching centimetric sizes, which leads to difficulties when trying to adress them efficiently with gaussian laser beams. This work aims at developing different means to counteract the constraints brought by these gaussian beams and their limited intensity. Two main axes are explored. On the one hand, the intensity inhomogeneity of the interrogation beams has been adressed by the study, realisation and characterization of beamshaping solutions. One of these solutions has been adapted to an atom interferometry experiment, and its impact characterized. On the other hand, the current use of gaussian beams with centimetric sizes to interrogate as many atoms as possible brings constraints on the laser power. The idea of taking advantage of the optical gain of optical resonators rises in the field and constitutes the heart of this work. Different optical resonators concepts have been considered to allow the resonance of a large optical mode in a compact geometry. We built a degenerated optical resonator, with an intra-cavity lens, and studied the influence of misalignments and opticals defects on the resonance of large injected gaussian beams. These two devices and their combination open the way towards a generation of advanced atom interferometers, for precise experiments of fundamental physics or the development of compact cold atom inertial sensors.

Composition du jury :

Mme Simona MEI, Professeur, Université Paris 7 - Denis Diderot, LERMA - Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Jochen WELLER, Professor, Universitaets-Sternwarte Muenchen, Rapporteur du jury
M. Adriano FONTANA Professor , INAF-Osservatorio Astronomico di Roma Rapporteur du jury
M. Gerard ROUSSET Professeur, Université Paris 7 - Denis Diderot, LESIA - Observatoire de Paris, Membre du jury
M. David ELBAZ Ingénieur, Département d’Astrophysique - CEA Saclay , Membre du jury
Mme Florence DURRET Astronome, Institut d’Astrophysique de Paris, Membre du jury
M. Andrea BIVIANO Chercheur, INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Membre du jury
M. Jean-Baptiste MELIN Ingénieur, IRFU, CEA, Université Paris-Saclay, Membre du jury

Résumé :

Cette thèse porte sur le rôle des amas de galaxies dans la cosmologie et l’évolution des galaxies. J’utilise des observations photométriques et spectroscopiques multi-longueur d’onde (optiques, mm, proche/moyen-IR) que j’analyse avec des méthodes statistiques. Pour un échantillon d’amas détectés par le satellite Planck et ré-observés avec le télescope optique Gemini, j’étudie la dynamique des galaxies dans les amas afin de déterminer leur masse et de comprendre les erreurs systématiques sur ces estimations, d’une importance cruciale dans la cosmologie à l’heure actuelle. Dans le cadre de la collaboration CARLA (Clusters Around Radio Loud AGN), j’etudie les populations stellaires des galaxies dans les amas et les proto-amas dans leurs premières phases d’assemblage (z>1.4), afin d’étudier la suppression de la formation des étoiles et le rôle de l’environnement sur l’évolution des galaxies.

Summary :

This thesis focuses on the role of galaxy clusters in cosmology and galaxy evolution. I use multi-wavelenght photometric and spectroscopic observations (optical, mm, near/mid- IR) which I analyse with statistical methods. For a sample of clusters detected by the Planck satellite and re-observed with the Gemini optical telescope, I have studied the dynamics of member galaxies to probe their mass and understand possible systematics affecting such estimates, of crucial importance in cluster cosmology at present. Within the CARLA (Clusters Around Radio Loud AGN) collaboration, I examine morphology and stellar populations of galaxies in clusters and proto-clusters in their first assembly phases (z>1.4), with the aim of shedding light on the quenching of star formation and the role of the environment on galaxy evolution.

Composition du jury :

M. Philippe ZARKA DR1, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Oleg SMIRNOV Full professor, Rhodes University & SKA-SA, CoDirecteur de these
M. Cyril TASSE Astronome adjoint, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Pierre KERVELLA Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Chiara FERRARI, Permanent Researcher, Observatoire de la Côte d’Azur, Membre du jury
Mme Maajke MEVIUS, Researcher, ASTRON, Membre du jury
M. Patrick CHARLOT Directeur de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Rapporteur du jury
M. Neal JACKSON Full professor, University of Manchester, Rapporteur du jury

Résumé :

Grace ˆ a une analyse statistique de l’Equation de la Mesure des Interferom ´ etres Radio, un sch ema ´ de ponderation adaptatif est d ´ eriv ´ e,´ base sur la qualit ´ e de calibration ´ des donnees d’un instrument in- ´ terferom ´ etrique. Ce sch ema est ´ utilise sur une observation d’un ´ champ extragalactique, l’Extended Groth Strip, observation qui contient une source radio-vive (3C295) dans son champ de vue. Cette source est resolue avec LOFAR-VLBI; un ´ modele de source est cr e´e afin de ´ calibrer les stations LOFAR internationales. Cela permettra d’imager le champ a une r esolution comparable ´ a celle du Hubble Space Telescope, dont des donnees sont disponibles ´ pour ce champ extragalactique.

Summary :

By performing a statistical analysis of the Radio Interferometer’s Measurement Equation, we derive adaptive quality-based weighting schemes. These are deployed on an observation of the Extended Groth Strip, which includes a bright 3C source in the field of view. This source, which is resolved for LOFAR-VLBI, is modeled and used as a calibrator source for the Extended Groth Strip. This will allow the field to be imaged with a resolution matching the Hubble Space Telescope’s, of which data are available for this field.

Composition du jury :

M. Philippe ZARKA, Directeur de recherch, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Robert MACDOWALL, Professeur émérite, NASA Goddard Space Flight Center, Rapporteur du jury
M. Laurent LAMY Astronome adjoint, Observatoire de Paris, CoDirecteur de thèse
Mme Aurélie MARCHAUDON, Chargé de recherche IRAP/CNRS, Rapporteur du jury
M. Jean-Mathias GRIESSMEIER, Astronome adjoint Université d’Orléans, Membre du jury
M. Philippe LOUARN, Directeur de recherche IRAP Membre du jury
Mme Dominique FONTAINE, Directeur de recherche LPP/CNRS, Ecole Polytechnique, Membre du jury

Résumé :

La thèse a porté sur l’étude des émissions radio aurorales de Jupiter, produites proche de la fréquence cyclotron électronique locale par Instabilité Maser Cyclotron, alimentée par des électrons résonants d’énergies de quelques keV, accélérés le long des lignes de champ magnétique de haute latitude. J’ai tout d’abord repris, validé et étendu le code de simulation SERPE (Simulateur d’Émissions Radio Planétaire et Exo–planétaire) développé au LESIA, qui permet de produire des spectres dynamiques des émissions radio visibles pour un observateur donné. J’ai effectué une étude paramétrique des simulations des émissions radio induites par Io afin de quantifier le rôle des principaux paramètres libres du code (fonction de distribution et énergie des électrons, modèle de champ magnétique, position de la ligne de champ magnétique active et altitude de la coupure ionosphérique). Cette étude a confirmé que les émissions Io sont correctement reproduites seulement lorsque le rayonnement est oblique par rapport aux lignes de champ magnétique, ce qui est simulé par SERPE grâce à des fonctions de distribution électronique de type cône de perte. J’ai également montré que (a) les paramètres qui contrôlent principalement la forme des émissions simulées dans le plan temps-fréquence sont le modèle de champ magnétique et l’énergie des électrons, et que (b) les simulations sont en excellent accord avec les observations, moyennant une fenêtre d’incertitude temporelle de ±2 heures. À l’aide de ce code, j’ai réalisé des simulations au long cours des émissions radio induites par Io, et de celles attendues pour Europe, Ganymède et Callisto. En comparant ces simulations à plusieurs années d’observations de Jupiter enregistrées avec les instruments Voyager/PRA et Cassini/RPWS (ponctuellement complétées par celles du réseau décamétrique de Nançay), j’ai prouvé l’existence d’émissions radio induites par Europe et Ganymède. L’étude statistique de ces émissions m’a permis d’établir leur propriétés moyennes (extension en fréquence, variabilité temporelle, et occurrence). Ce résultat ouvre un nouveau champ d’étude à distance, et au long cours, des interactions planète–satellites autres que Io–Jupiter. La comparaison de ces simulations avec les observations Juno/Waves m’a permis d’identifier sans ambiguïté les émissions radio induites par Io, ainsi que leur hémisphère d’origine (sans connaitre leur polarisation, non–mesurée par Juno/Waves), pour un observateur proche de l’équateur (cas de la Terre), comme a des latitudes plus hautes. Grâce à ces simulations, j’ai également montré que les émissions sont visibles seulement si l’ouverture de l’angle d’émission est supérieure à 70°±5°. Enfin, j’ai entamé une étude statistique de la distribution spatiale des sources radio aurorales traversées par la sonde Juno. J’ai ainsi cartographié les sources des diverses composantes (kilométriques à décamétriques) des émissions radio joviennes. La comparaison avec des modèles de champ magnétique récents, ainsi qu’avec des images UV (Juno/UVS et Hubble/STIS) m’a permis de démontrer une corrélation des émissions radio avec l’ovale auroral principal.

Summary :

The thesis focused on the study of Jupiter’s auroral radio emissions, produced close to the local electronic cyclotron frequency by Maser Cyclotron instability, powered by resonant electrons of energies of a few keV, accelerated along high magnetic field lines at high latitude. I first took over, validated and extended the simulation code ExPRES (Exoplanetary and Planetary Radio Emissions Simulator) developed at LESIA, which allows to produce dynamic spectra of visible radio emissions for a given observer. I performed a parametric study of simulations of radio emissions induced by Io in order to quantify the role of the main free parameters of the code (distribution function and energy of the electrons, magnetic field model, position of the active magnetic field line and altitude of the ionospheric cutoff). This study confirmed that Io emissions are correctly reproduced only when the radiation is oblique to the magnetic field lines, which is simulated by ExPRES through loss cone electronic distribution functions. I have also shown that (a) the parameters that mainly control the shape of the simulated emissions in the time-frequency plane are the magnetic field model and the electron energy, and that (b) the simulations are in excellent agreement with observations, with a time window of uncertainty of ± 2 hours. Using this code, I produced long-term simulations of radio emissions induced by Io, and those expected for Europa, Ganymede and Callisto. Comparing these simulations with several years of Jupiter observations recorded with the Voyager / PRA and Cassini / RPWS instruments (punctually supplemented by those of the Nançay decametric array), I proved the existence of radio emissions induced by Europa and Ganymede. The statistical study of these emissions allowed me to establish their average properties (extension in frequency, temporal variability, and occurrence). This result opens a new field of study, remotely and in the long-term, of the planet-satellite interactions other than Io-Jupiter. The comparison of these simulations with the Juno / Waves observations allowed me to unambiguously identify the radio emissions induced by Io, as well as their hemisphere of origin (without knowing their polarization, not measured by Juno / Waves), for an observer close to the equator (case of the Earth), as at higher latitudes. Thanks to these simulations, I have also shown that the emissions are visible only if the opening of the emission angle is greater than 70 ° ± 5 °. Finally, I began a statistical study of the spatial distribution of auroral radio sources traversed by the Juno probe. I thus mapped the sources of the various components (kilometer to HF) of Jovian radio broadcasts. Comparison with recent magnetic field models, as well as UV imagery (Juno / UVS and Hubble / STIS) allowed me to demonstrate a correlation of radio emissions with the main auroral oval.

Composition du jury :
M. Thierry FOUCHET, Professeur, Observatoire de Paris, directeur de thèse
M. William THUILLOT, Astronome, Observatoire de Paris, membre du jury
M. Tristan GUILLOT, Directeur de recherche, Observatoire de la Cote d’Azur, rapporteur
M. Pascal RANNOU, Professeur, Université Reims Champagne Ardenne, Rapporteur
Mme Françoise BILLEBAUD, Astronome adjoint, Observatoire Aquitain des Sciences de l’Univers, membre du jury
M. Davide GRASSI, Chargé de recherche INAF, Institute for Space Astrophysics and Planetology, membre du jury
Mme Sandrine GUERLET, Chargé de recherche, Laboratoire de Météorologie Dynamique, membre du jury

Résumé :

L’objet de cette thèse est l’étude des répartitions spatiales des abondances chimiques de la troposphère de Jupiter. Le cas du NH3 est particulièrement étudié. Deux types de données ont été utilisées : des observations au sol via l’instrument TEXES monté sur le télescope IRTF, et des observations spatiales via l’instrument JIRAM embarqué sur la sonde JUNO. Les données sont analysée par un code parallélisé développé au cours de la thèse, combinant un transfert radiatif raie-par-raie et une méthode d’inversion non-linéaire optimale. Les donnée TEXES ont permis d’établir une carte du NH3 troposphérique (entre 1 et 4 bar) à une précision de l’ordre de 20% sur environ trois quarts de la surface de Jupiter à une résolution spatiale d’environ 1200 km (1,4"). Cette carte met en évidence d’importantes variations latitudinales de l’abondance de NH3 troposphérique, qui peut varier de 60 ppmv dans la NEB à proximité des "hotspots", à plus de 500 ppmv dans les zones. Les résultats dans les zones souffrent toutefois d’un faible rapport signal-sur-bruit, ce qui augmente leur incertitude. La carte met également en évidence des variations longitudinale, en particulier dans la SEB. Ces résultats sont en bon accord avec ceux de JIRAM et de MWR (un autre instrument de JUNO), avec toutefois pour ce dernier une différence importante au niveau la NEZ.

Summary :

The goal of this thesis is the study of the Jupiter’s troposphic chemical species spatial repartition, with an emphasis on NH3. Two types of data were used : ground-based observations with the TEXES instrument mounted on the IRTF, and space-based observations with the JIRAM instrument mounted on the JUNO spacecraft. The data were analysed by a parallelised code developped during this thesis, combining a line-by-line radiative transfer and an optimal non-linear retrieval method. The TEXES data were used to draw a map of the tropospheric NH3 (between 1 and 4 bar) with an uncertainty of 20% on three quarters of Jupiter’s surface with a spatial reslution of approximately 1200 km (1.4"). This map highlight important latitudinal variations of the tropospheric NH3, which can vary from 60 ppmv near the hotspots of the NEB, to more than 500 ppmv into the zones. However, the results in the zone have a low signal-to-noise ratio, increasing their uncertainties. The map also highlight longitudinal variations, particularly in the SEB. These results are in good agreement with those of JIRAM and MWR (another instrument of JUNO), albeit an important discrepancy with MWR’s results in the NEZ.

Composition du jury :

M. Filippo PANTELLINI, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Petr HELLINGER, Senior Research Scientist, Institute of Atmospheric Physics, Membre du jury
M. Philippe LOUARN, Directeur de recherche, IRAP, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur, Sorbonne Université, Membre du jury
M. Michel MONCUQUET, Ingénieur de recherche, Observatoire de Paris, CoDirecteur de thèse
Mme Emma BUNCE, Full professor, University of Leicester, Rapporteur du jury
Mme Viviane PIERRARD, Professor, Belgian Institute for Space Aeronomy Rapporteur du jury

Résumé :

La thèse porte sur le rôle de la rotation planétaire dans la structure globale de l’interaction vent solaire/magnétosphère à partir de simulations magnétohydrodynamiques (MHD). Les magnétosphères planétaires du système solaire présentent une incroyable diversité, et notamment dans leurs configurations respectives de l’inclinaison de leur axe magnétique par rapport à leur axe de rotation. La durée des périodes de rotation par rapport au temps de relaxation de chaque magnétosphère diffère aussi d’une planète à l’autre. On distingue ainsi les rotateurs lents (Mercure et la Terre), pour lesquels le temps de relaxation est plus court que la période de rotation, des rotateurs rapides (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Dans le cas du rotateur lent Mercure, on s’intéresse à l’influence des paramètres du vent solaire sur la structure globale du champ magnétique et de l’écoulement. En appui à la mission spatiale BepiColombo, nous présentons des simulations effectuées pour deux modèles différents de champ magnétique herméen. Nous détaillons le rôle des fronts d’onde MHD stationnaires, en particulier les fronts stationnaires de mode lent dans la magnétogaine. Saturne présente la particularité d’avoir un axe magnétique parfaitement aligné avec son axe de rotation. C’est donc un cas de rotateur rapide stationnaire, qui nous permet d’étudier la structure globale du champ magnétique et de l’écoulement pour différentes orientations de l’IMF, mais aussi pour différentes vitesses de rotation de la planète. Enfin, le cas d’une configuration quelconque, avec un grand angle entre l’axe magnétique et l’axe de rotation planétaire, est étudié en présence d’un vent solaire magnétisé en s’inspirant de la configuration d’Uranus au solstice et à l’équinoxe. Dans la configuration « solstice », c’est à dire lorsque l’axe de rotation pointe vers le Soleil, on montre qu’une structure de nature alfvénique se développe en hélice dans la queue de la magnétosphère, et que les zones de reconnexion entre le champ magnétique planétaire et l’IMF, qui forment aussi une double hélice, ralentissent la progression de la structure alfvénique. A l’équinoxe, lorsque l’axe de rotation est toujours dans le plan de l’écliptique mais perpendiculaire à la direction Soleil-Uranus, la structure en hélice disparaît.

Summary :

The topic of the thesis is the part of planetary rotation in the global structure of the solar wind interaction with planetary magnetospheres using MHD simulations. We discuss the distinction between slow and fast rotators from a MHD point of view. In the case of a non-rotating magnetosphere (as is the one of Mercury), the part of standing MHD modes is studied, along with a method to identify them in simulations. A fast-rotating but stationary magnetosphere (inspired by the case of Saturn) is presented in details and provides a good test to validate the new version of the AMRVAC code allowing for any configuration regarding the respective directions of the planetary spin axis, planetary magnetic axis, solar wind inflow direction, and IMF orientation. Finally, a random configuration, with a large angle between the planetary spin and magnetic axis, is analyzed for the first time in presence of a magnetized solar wind, using configurations inspired from the planet Uranus at solstice and equinox.

Composition du jury :

Mme Françoise COMBES-BOTTARO, Professeur, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
Mme Mirka DESSAUGES-ZAVADSKY, Professeur, Observatoire de Genève, Membre du jury
M. Samuel BOISSIER, Directeur de recherche, LAM, Marseille, Rapporteur
M. Bruno GUIDERDONI, Directeur de recherche, CRAL, Lyon, Rapporteur
M. Daniel ROUAN, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Philipe SALOMé, Astronome, LERMA, Observatoire de Paris, CoDirecteur de thèse

Résumé :

La détermination de ces processus et de leur efficacité sont parmi les questions les plus importantes dans notre compréhension de la formation d’étoiles. Le présent travail étudie les lois de formation d’étoiles dans un large éventail de conditions physiques et dynamiques, y compris dans des environnements de faible densité et jusqu’à des échelles de nuages moléculaires, ainsi que des galaxies à grand redshift, pour explorer l’histoire cosmique de la formation des étoiles. Les environnements à faible densité, comme les parties externes des disques des galaxies, imitent les conditions physiques des galaxies naines et aussi celle des galaxies de l’Univers primordial. Au cours du temps de Hubble, il y a eu un pic dans le taux de formation d’étoiles, à z $ sim $ 1-2, il y a environ dix milliards d’années. Ensuite, le taux moyen de formation d’étoiles a chuté drastiquement d’un facteur 20 jusqu’au taux actuel. Cette thèse se concentre sur l’efficacité de la formation des étoiles dans deux contextes : dans les environnements de faible densité, comme les disques externes des galaxies et à l’époque du maximum de la formation d’étoiles cosmique.

Summary :

Perhaps one of the most enigmatic domains of astrophysics is that of galaxy formation and evolution. A galaxy is defined by its stellar and gas contents. Hence, any theory of galaxy formation has to address the question of the formation of stars. Observations show that star formation takes place in dense molecular clouds. Therefore, the efficiency of star formation of a galaxy is determined by its ability to form molecular clouds. The determination of these processes and their efficiency is among the most important issues in our understanding of star formation. The present work studies the star formation laws in a wide range of physical and dynamical conditions, even in low density environments and down to molecular cloud scales, as well as high redshift galaxies, to explore the cosmic star formation history. Low density environments, like the outermost disk of galaxies mimic the physical conditions of dwarf galaxies and also that of galaxies in the early Universe. Across the Hubble time, there was a peak in the star formation rate, at z$sim$ 1-2, about ten billions years ago. Then the average star formation rate dropped by a factor 20 down to the present rate. This Ph.D focuses on the star formation efficiency in two contexts : in low environments, like outer galaxy disks and at the epoch the near the peak of star formation.

Composition du jury :

M. Jacques LASKAR, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Gilles VILMART, Maître de conférences, Université de Genève, Rapporteur du jury
Mme Anne LEMAîTRE, Professeur, Université de Namur, Rapporteur du jury
M. Nicolas RAMBAUX, Maître de conférences, Université Pierre et Marie Curie Membre du jury
M. Paolo TANGA, Astronome, Observatoire de la Côte d’Azur, Membre du jury
Mme Françoise ROQUES, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

Le sujet de cette thèse est l’étude de la rotation à long terme des corps célestes. La première partie est consacrée à l’étude de la rotation à long terme de Cérès et Vesta, les deux corps les plus massifs de la ceinture principale d’astéroïdes. Ils sont l’objet d’étude de la sonde spatiale Dawn, qui a permis de déterminer précisément les caractéristiques physiques et de rotation nécessaires au calcul de leurs rotations. La distribution de glace sous et à la surface de Cérès dépend du mouvement de son axe de rotation par le biais de l’obliquité, inclinaison de l’équateur sur l’orbite. Les rotations de Cérès et Vesta étant rapides, l’évolution à long terme des axes de rotation de Cérès et Vesta a été obtenue à l’aide d’une intégration symplectique des équations de la rotation, où une moyenne a été réalisée sur la rotation propre rapide. La stabilité des axes de rotation de Cérès et Vesta a été étudiée en fonction des paramètres de la rotation avec un modèle séculaire semi-analytique, qui a permis de montrer que les axes de rotation ne présentaient pas de caractère chaotique. La seconde partie concerne le développement d’intégrateurs symplectiques dédiés au corps solide. L’intégration de la rotation propre d’un corps solide nécessite d’intégrer les équations issues du hamiltonien du corps solide libre. Ce hamiltonien est certes intégrable et présente une solution explicite nécessitant l’usage des fonctions elliptiques de Jacobi, cependant le coût numérique de ces fonctions est élevé. Lorsque le hamiltonien du corps solide libre est couplé avec une énergie potentielle, l’orientation du corps doit être calculée à chaque pas d’intégration, ce qui augmente le temps de calcul. Des intégrateurs symplectiques ont ainsi été précédemment proposés pour le corps solide libre. Dans ce travail, des intégrateurs spécifiques au corps solide ont été développés en utilisant les propriétés de l’algèbre de Lie du moment cinétique.

Summary :

This thesis concerns the long term rotation of celestial bodies. The first part is a study of the long term rotation of Ceres and Vesta, the two heaviest bodies of the main asteroid belt. The spacescraft Dawn studied these two objects and determined the physical and rotational characteristics, which are necessary for the computation of their rotations. The ice distribution under and on the surface of Ceres depends on the evolution of the obliquity, which is the inclination of the equatorial plane on the orbital plane. As the rotations of Ceres and Vesta are fast, the long term evolution of the spin axes of Ceres and Vesta was obtained by realizing a symplectic integration of the equations of the rotation averaged on the fast proper rotation. The stability of the spin axes of Ceres and Vesta was studied with respect to the parameters of the rotation with a secular and semi-analytical model, which allowed to show that the spin axes are not chaotic. The second part concerns the development of symplectic integrators dedicated to the rigid body. The integration of the proper rotation of a rigid body needs to integrate the equations given by the Hamiltonian of the free rigid body. This Hamiltonian is integrable and presents an explicit solution using the Jacobi elliptic functions. However, the numerical cost of these functions is high. When the Hamiltonian of the free rigid body is coupled to a potential energy, the orientation of the body is needed at each step, which increases the computation time. Symplectic integrators were then previously proposed for the free rigid body. In this work, symplectic integrators dedicated to the rigid body were developed using the properties of the Lie algebra of the angular momentum.

Composition du jury :

Mme Conny AERTS, Full professor, Instituut voor Sterrenkunde, CoDirectrice de thèse
Mme Corinne CHARBONNEL, Full professor, Geneva Observatory, University of Geneva, Rapporteur du jury
M. Stephane CHARPINET, Chargé de recherche, IRAP, Observatoire de Midi-Pyrenées, Rapporteur du jury
M. Mohammad HEYDARI-MALAYERI, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Coralie NEINER Directeur de recherche, Observatoire de Paris, CoDirectrice de thèse
M. Tom VAN DOORSSELAERE, Full professor, Afdeling Plasma-astrofysica, Membre du jury

Résumé :

Environ 10% des étoiles de type spectral O, B ou A ont un champ magnétique fort, détectable, stable et à grande échelle à leur surface, qui ressemble le plus souvent à un dipôle. Des modèles théoriques et des simulations numériques prédisent ces champs magnétiques vus en surface pénètrent aussi dans les zones radiatives et influencent la structure interne. Les modèles prédisent que ces champs magnétiques imposent une rotation uniforme dans les zones radiatives et peuvent supprimer la pénétration convective autour du cœur. Cela a des conséquences sur l’évolution de ces étoiles chaudes magnétiques. Pour ce faire, l’astérosismologie est la meilleure méthode car les paramètres des pulsations stellaires sont directement liés aux conditions physiques internes. Plusieurs types de pulsations stellaires sont connus et classés en fonction de leur force de rappel. Parmi eux, les plus à même de sonder les régions proches du cœur des étoiles, sur lequel se concentre notre intérêt dans cette thèse sont les modes de gravité, qui sont gouvernés par la force d’Archimède. Notre premier objectif était d’identifier des étoiles chaudes, pulsantes et magnétiques et de caractériser leurs propriétés magnétiques et sismiques. Des étoiles ont été sélectionnées grâce à des diagnostics observationnels indirects de la présence d’un champ magnétique qou nous confirmons grâce à de la spectropolarimétrie optique à haute résolution obtenue avec ESPaDOnS, Narval et ESPaDOnS. Pour deux étoiles magnétiques connues, HD43317 et o Lup, nous avons caractérisé la géométrie et l’intensité du champ magnétique aves des séries temporelles spectropolarimétriques. Pour toutes les étoiles de notre échantillon, nous avons également obtenu des séries temporelles photométriques très précises grâce aux télescopes spatiaux BRITE, CoRoT ou K2 pour étudier leur variabilité (périodique) cohérente. Seulement HD43317 a révélé des dizaines de fréquences de pulsations stellaires, pointant plutôt vers des modes de gravité. Nous nous sommes ensuite concentrés sur HD43317 dans pour déterminer observationellement la structure interne de cette étoile magnétique chaude. Nous avons fait usage de modélisation sismique : les fréquences des modes de pulsations observées dans les données CoRoT, couvrant 150j, ont été ajustées à celles des modes gravito-inertiels calculés avec le code de pulsations GYRE couplé aux modèles MESA. Nous avons pu associer les fréquences des modes de pulsations à des séries de modes (l,m) = (1,−1) et (2,−1) se chevauchant. La petite zone de pénétration convective dans la zone radiative telle que déduite du modèle MESA optimal s’avère cohérente avec les prédictions théoriques. Néanmoins, les intervalles de confiance sur certains paramètres physiques issus des modèles sont très larges et compatibles avec les valeurs de la littérature pour des étoiles chaudes et pulsantes mais non-magnétiques. Nous en concluons que la série temporelle de 150j de données CoRoT est trop courte pour déterminer d’une manière non-équivoque la structure interne des étoiles magnétiques chaudes, et par conséquent pour distinguer leur structure interne de celle des étoiles chaudes non-magnétiques. Malgré nos efforts de modélisation détaillée de la meilleure étoile chaude pulsantemagnétique HD43317, nous n’avons pas pu corroborer observationnellement les prédictions théoriques d’une structure interne altérée pour les étoiles chaudes magnétiques. Des simplifications et des approximations ont dû être faites au cours de la modélisation sismique en raison de la résolution en fréquence limitée des données CoRoT. D’autres efforts pour inclure le magnétisme dans les codes de pulsations ou le magnétisme, la rotation et le transfert du moment cinétique dans les modèles d’évolution stellaire seront nécessaires afin de déterminer si les signatures magnétiques sont présentes pour les nombreux pulsateurs gravito-inertiels récemment découverts dans la base de données de Kepler.

Summary :

About ten percent of stars with spectral type O, B or A have a detectable stable strong large-scale magnetic field at their surface, which most often resembles a magnetic dipole. These large-scale magnetic fields extend into the radiative layers of the OBA stars. Theory and simulations predict that they alter the internal structure and physical properties of these stars. In particular, it is expected that these large-scale magnetic fields enforce uniform rotation in the radiative layers and may suppress convective core overshooting. This has consequences for the evolution of these magnetic hot stars and it has implications for galactic evolution. Therefore, we observed and investigated the internal structure of magnetic hot stars. To do so, asteroseismology is the best method as the oscillation properties are directly related to the internal physical conditions. Various types of stellar oscillations are known and they are classified based on their dominant restoring force. Of these, gravity modes are governed by the buoyancy force and have their strongest probing power in the near core region, which is the domain of our interest. Our first objective was to identify pulsating magnetic hot stars and characterize their magnetic and seismic properties. We constructed a sample of magnetic candidate stars, by following indirect observational diagnostics for the presence of a large-scale magnetic field, to confirm with ground-based high-resolution optical spectropolarimetry taken with ESPaDOnS, Narval or HARPSpol. For two known magnetic stars, HD43317 and o Lup, we characterized the geometry and strength of the field in detail by analysing spectropolarimetric time series. For each star in our sample, we obtained high-cadence high-precision space-based photometry from BRITE, CoRoT, or K2 to study (periodic) variability. Only HD43317 revealed tens of stellar pulsations mode frequencies that pointed towards gravity modes. Only a few other stars studied showed a few pulsation mode frequencies, unsuitable for seismic modelling. We investigated the B3.5V star HD43317 in detail to determine the internal structure of a magnetic hot star. We did this by forward seismic modelling, where observed stellar pulsation mode frequencies in the CoRoT data covering ∼150d were fit to those of gravito-intertial modes computed with the pulsation code GYRE, coupled to MESA stellar structure models. We identified the pulsation mode frequencies as overlapping (l, m) = (1,-1) and (2,-1) mode series. The small convective core overshooting region derived from the seismic modelling was in line with the theoretical predictions. Yet, some of the parameters for the best fitted models were also compatible with literature values for non-magnetic pulsators within the derived uncertainties. We conclude that the CoRoT time series of ∼150d is too short to lead to stringent constraints and tests of the stellar interior to discriminate between magnetic and non-magnetic pulsating hot stars. From our detailed modelling efforts of the best studied pulsating magnetic hot star HD43317, we were unable to observationally corroborate the theoretical predictions of an altered internal structure for magnetic hot stars. Simplifications and approximations were made during the forward seismic modelling due to the limited frequency resolution of the CoRoT data in terms of its time base. Further efforts to include magnetism in the pulsation codes, or magnetism, rotation, and angular momentum transport in the evolutionary models, are worthwhile to test whether magnetic signatures are present in the numerous (non-magnetic) gravito-inertial pulsators recently found in the nominal Kepler database (which has a ten times better frequency resolution compared to CoRoT).

Composition du jury :

M. Jean Pierre AUBRY Consultant AUBRY CONSEIL Membre du jury
Mme Catherine ALGANI Professeur des universités CNAM Rapporteur du jury
Mme Fabienne CASOLI Astronome LERMA, Observatoire de Paris Membre du jury
M. Javier DIAZ Professeur des universités University of Granada Membre du jury
M. Paul-Eric POTTIE Ingénieur de recherche SYRTE, Observatoire de Paris CoDirecteur de thèse
M. Philip TUCKEY Astronome Observatoire de Paris Directeur de thèse
M. Francois VERNOTTE Professeur des universités Université de Franche-Comté Rapporteur du jury

Résumé :

Les références de temps et de fréquence sont largement distribuées sur réseaux informatique et de communications, pour une large gamme d’applications scientifiques et industrielles. Poussé par une demande pour de meilleures performances, un certain nombre de nouvelles méthodes de transfert de temps et de fréquence sur des réseaux à fibres optiques ont été développées ces dernières années. Dans cette thèse, notre objectif est de développer une approche de transfert de temps et de fréquence multi-utilisateurs, compatible avec les réseaux de télécommunications et compétitive avec la distribution de temps par GNSS. Nous nous intéressons donc aux méthodes pour les réseaux à commutation par paquets, comme le NTP (Network Time Protocol) et le PTP (Precision Timing Protocol). Nous nous concentrons également sur les liaisons “unidirectionnelles”, où les signaux aller et retour entre les noeuds de réseau se
propagent sur des fibres distinctes, non au sein d’une même fibre (liaisons “bidirectionnelles”). En particulier, nous utilisons une méthode appelée White Rabbit PTP (WR). Développée au CERN, basée sur PTP, utilisant l’ethernet synchrone et d’autres techniques pour atteindre des performances élevées, WR réalise une stabilité du temps sous-nanoseconde pour la synchronisation d’instruments sur des réseaux à l’échelle de 10 km. Nous sommes particulièrement intéressés par l’extension de cette méthode pour la distribution de références au niveau régional ou national, sur des liaisons allant jusqu’à 1000 km. Nous étudions d’abord les performances de l’équipement réseau White Rabbit, en particulier le commutateur White Rabbit. Nous y apportons diverses améliorations : sur le verrouillage du commutateur grand maître à la référence externe, améliorant ainsi sa stabilité à court terme de plus d’un ordre de grandeur ; sur la bande passante de verrouillage du commutateur esclave ; et en augmentant le débit des messages PTP entre les commutateurs maître et esclave. Nous étudions ensuite les liaisons WR moyennes et longues distances. Nous construisons un lien unidirectionnel de 100 km en utilisant des bobines de fibres dans le laboratoire. Nous découvrons que la performance à court terme est limitée par la dispersion chromatique de la fibre, tandis que la performance à long terme est dégradée par le bruit thermique. Pour limiter l’effet de la dispersion chromatique sur les liaisons longue distance, nous proposons l’utilisation d’une approche en cascade. Nous réalisons un lien en cascade de 500 km, à nouveau avec des bobines de fibres. Nous utilisons le multiplexage en longueur d’onde dense pour construire ce lien par des passages multiples à travers des bobines plus courtes. Nous obtenons une stabilité de transfert de fréquence de 2 × 10-12 à une seconde de temps d’intégration et de 5 × 10-15 en un jour, limitée par le bruit thermique à long terme. Nous obtenons une stabilité temporelle de 5 ps à une seconde de temps d’intégration, diminuant jusqu’à un minimum de 1,2 ps à 20 secondes et restant inférieure à une nanoseconde pour des durées plus longues. Ces performances sont similaires à court terme, et deux ordres de grandeur meilleures à long terme, qu’un récepteur GPS de bonne qualité. Nous nous attendons à ce que les fluctuations thermiques et donc l’effet du bruit thermique des fibres soient réduits d’un facteur d’environ cinq pour les installations sur le terrain. Enfin, nous faisons des études préliminaires sur l’étalonnage en temps des liaisons WR. Le principal défi est de mesurer l’asymétrie de longueur optique entre les deux fibres utilisées pour le transfert des signaux aller et retour. Nous démontrons une technique d’échange de fibres, en utilisant une liaison suburbaine White Rabbit sur fibre noire. Nous décrivons et testons ensuite une nouvelle méthode variationnelle pour l’étalonnage, impliquant une méthode de mesure différentielle basée sur l’exploitation de deux liaisons WR à différentes longueurs d’onde sur la même liaison.

Summary :

Time and frequency references are widely distributed over communications and computer networks, for a variety of scientific and industrial applications. Driven by a demand for improved performance, a number of new methods for time and frequency transfer over optical fiber-based networks have been developed in recent years. In this thesis our objective is to develop a scalable network time and frequency transfer approach, providing multi-user dissemination, compatible with large telecommunication networks and competitive with GNSS-based time distribution. Therefore we
are concerned with methods for use in packet-based networks, like the Network Time Protocol (NTP) and Precision Timing Protocol (PTP). We also concentrate on “unidirectional” links, where the forward and backward signals between network nodes propagate over separate fibers, not within the same fiber (“bidirectional” links). In particular we use a method called White Rabbit PTP (WR). This is a novel technology developed at CERN, based on PTP while using Synchronous Ethernet and other techniques to achieve high performance. It demonstrates sub-nanosecond time stability and synchronization of arrays of instruments over 10 km scale networks. We are particularly interested in extending this method for large scale distribution of references at regional or national level, over links of up to 1000 km. We first study extensively the default performances and limitations of White Rabbit network equipment, in particular the White Rabbit switch. We make various improvements to its operation : on the locking of the grandmaster switch to the external reference, thus improving its short-term stability by more than an order of magnitude ; optimizing the locking bandwidth of the slave switch ; and increasing the PTP messaging rate between master and slave switches. We then study medium and long-distance WR links. We construct a 100 km, unidirectional link using fiber spools in the laboratory. We discover that the short-term performance is limited by chromatic dispersion in the fiber, while the long-term performance is degraded by the influence of temperature variations on the fiber. To limit the effect of chromatic dispersion for long-haul links, we propose the use of a cascaded approach. We realise a national scale, cascaded, 500 km link, again utilizing fiber spools. We use Dense Wavelength Division Multiplexing methods to construct this link by mutliple passages through shorter spools. We achieve a frequency transfer stability of 2 × 10−12 at one second of integration time and 5 × 10−15 at one day, limited by thermal noise in the long term. We achieve a
time stability of 5 ps at one second of integration time, decreasing to a minimum of 1.2 ps at 20 seconds and remaining below one nanosecond for longer averaging times. These performances are similar in the short term, and two orders of magnitude beEer in the long term, than good quality GPS receivers. We expect thermal fluctuations and therefore the effect of fiber thermal noise to be suppressed by a factor of approximately five for installations in the field. Finally we make preliminary investigations of time calibration of WR links. The main challenge here is to measure the optical length asymmetry between the two fibers used for signal transfer in the forward and backward directions. We demonstrate a fiber swapping technique, using a mid range, suburban White Rabbit link over dark fiber. We then describe and test a new variational method for calibration, involving a differential measurement method based on operating two WR links at different wavelengths over the same optical fiber link. In conclusion, we demonstrate high performance, long haul White Rabbit links for time and frequency dissemination to multiple users. With the level of frequency transfer performance achieved, White Rabbit PTP provides a competitive and scalable technique for comparing industrial atomic clocks at regional and national scales.

Composition du jury :

Mme Sylvie CABRIT, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. David FLOWER, Professor, Department of Physics,Durham University, UK, Rapporteur du jury
Mme LEEN DECIN, Professor, University of Leuven, Belgium, Rapporteur du jury
M. Stéphane GUILLOTEAU, Directeur de recherche, Universite de Bordeaux1, Membre du jury
Mme Eva VILLAVER, Associate professor, Universidad Autonoma de Madrid, Membre du jury
M. Pierre LESAFFRE, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Thi Thuyet Nhung PHAM, Chargé de recherche, Vietnam National Space Center (VNSC), CoDirecteur de these
M. Pierre ENCRENAZ , Professeur, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

Les étoiles sont de très mauvaises voisines : elles perturbent souvent leur environnement. Parfois, elles se déplacent à grande vitesse dans le milieu interstellaire (MIS). Souvent, elles subissent des soubresauts violents qui laissent une empreinte dans leur voisinage (jets, vents, supernovae). Ces flots supersoniques génèrent des chocs à la fois dans le matériau éjecté par l’étoile et dans l’environnement stellaire. L’étude de ces chocs constituent le sujet de cette thèse, et nous les modélisons avec le code de chocs stationnaires plan parallèle Paris-Durham, qui incorpore une riche panoplie de processus microphysiques et chimiques adaptés au MIS magnétisé. Tout d’abord, nous utilisons ce code pour modéliser des chocs magnétisés 3D pour des formes arbitraires à symétrie axiale, grace à un formalisme qui lie mathématiquement la forme des chocs à une fonction de distribution de chocs 1D équivalente. Pour la première fois, nous examinons systématiquement l’effet de la géométrie, de l’âge, et de quelques autres paramètres sur le diagramme d’excitation de H2 résultant et la forme des profils raies d’émission de H2. Par exemple, nous dévoilons un effet géométrique qui montre que l’ajustement par des modèles 1D de l’émission de H2 observée sur un choc 3D est sujette à un biais vers les basses vitesses. Nous appliquons aussi nos modèles à l’observation de H2 spatialement intégrée de chocs d’étrave dans Orion BN-KL et BHR71 où nous obtenons un bien meilleur ajustement des observations avec un nombre à peine plus grand de paramètres comparé aux modèles précédents. Nous illustrons sur l’objet de Herbig-Haro HH54 la grande richesse d’information dynamique que renferme le profil des raies d’émission résolues de H2. Ensuite, nous incluons dans le code de Paris-Durham un ensemble minimal de processus nécessaires pour décrire les modèles de vents d’étoiles de la branche asymptotique des géantes (AGB) : la dilution géométrique, l’éclairage UV externe, la pression de radiation sur les grains, la gravité, le chauffage dû au pompage radiatif par l’étoile, les réactions à trois corps et le passage du point sonique. Avec cet outil, nous commençons à examiner la cinétique chimique de l’hydrogène dans les vents d’étoiles AGB chaudes et froides. Nous suggérons que la faible abondance de HI déduite des observations s’explique par la forme principalement moléculaire que prend l’hydrogène. Nous générons le choc terminal dans le vent et nous essayons avec nos modèles de reproduire les observations de la raie HI dans une AGB chaude (Y CVn). Bien que nous ayons principalement concentré notre attention sur l’hydrogène (atomique ou bien moléculaire) dans cette étude, l’extension de ce travail à des transitions optiquement minces d’autres molécules est assez directe. Ces modèles simplifiés pour modéliser la chimie dans des géométries et dynamiques néanmoins complexes se révèlent très utiles au moment où de nouveaux instruments comme ALMA dévoilent une grande richesse spectrale et spatiale pour une multitude de traceurs chimiques. Ceci alors que le JWST est sur le point d’apporter dans l’infra-rouge de l’information complémentaire sur les raies de H2 et les raies ioniques avec une résolution et une sensibilité inégalées.

Summary :

Stars are bad neighbors : they often disturb their surroundings. They sometimes travel very fast through the interstellar medium (ISM). They frequently undergo violent ejection events which leave an imprint on their neighborhood (jets, winds, supernovae). These supersonic flows generate shocks both in the ejected material and in the stellar environment. The study of these shocks constitute the subject of this thesis, and we model them with the Paris-Durham planar shock code, which incorporates a wealth of micro-physics and chemical processes relevant to the magnetized ISM. First, we use this code to model 3D magnetized axisymmetric shocks with arbitrary shapes, thanks to a formalism which links mathematically the shape of shocks to an equivalent statistical distribution of 1D shocks. For the first time, we examine systematically the effect of the geometry, age, and various other parameters on the H2 excitation diagram and emission line profiles. For example, we unveil a geometrical effect which shows that 1D planar shocks emission fits to 3D bow shocks are biased towards small velocities. We also apply our models to spatially integrated H2 observations of bow-shocks in Orion BN-KL and BHR71 where a much better match is obtained with only a limited number of additional parameters compared to former planar models. We illustrate on the Herbig-Haro object HH54 how spectrally resolved H2 line emission profiles can be used to extract a wealth of dynamical information. Second, we include in the Paris-Durham shock code a minimum set of processes necessary to describe asymptotic giant branch (AGB) wind models : geometrical dilution, external UV radiation, radiative pressure on grains, gravity, heating from stellar radiation pumping, three-body reactions, and sonic-point crossing. With this tool, we started to examine the time-dependent chemistry of hydrogen in winds of hot and cool AGB stars. We suggest that the low abundance of HI inferred from observations is due to hydrogen locked in its molecular form, and we use our model to try and reproduce HI line observations lines in a hot AGB (Y CVn). Although we have mainly focused on atomic or molecular hydrogen in this study it would be straightforward to extend it to other molecules with optically thin transitions. These simplified tools to model chemistry for complex geometries and dynamics are proving very useful at a time when new instruments such as ALMA discover a wealth of spectral and spatial information for a multitude of chemical tracers, and also when the JWST will soon provide complementary data in the infrared H$_2$ and ionic lines with unprecedented resolution and sensitivity.

Composition du jury :

M. Karl-Ludwig KLEIN, Directeur de Recherche, Observatoire de Paris, Observatoire de Meudon, LESIA, Directeur de thèse
M. Daniel DZAHINI, Ingénieur de recherche, Institut Polytechnique de Grenoble, TIMA, Rapporteur du jury
M. Richard GRISEL, Professeur des Universités, Université de Rouen, Rapporteur du jury
M. Bruno DA SILVA, Ingénieur de Recherche, Observatoire de Paris, Station de, Radioastronomie de Nançay, CoDirecteur de thèse
M. Bertrand GRANADO, Professeur des Universités, Université Pierre et Marie CURIE, LIP6, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur Observatoire de Paris, UPMC, SYRTE Membre du jury

Résumé :

Le Radiohéliographe de Nançay est le seul instrument dédié à l’imagerie du soleil en ondes décimétriques-métriques.Il fonctionne sur le principe de l’interférométrie, en utilisant 47 antennes essentiellement réparties sur des axes est-ouest (3,2 km) et nord-sud (2,5 km). Cette étude a pour but d’explorer un nouveau concept de numérisation propre à la radioastronomie du futur, appliquée ici à l’interférométrie solaire. Elle porte sur la numérisation rapide d’un système synchronisé en sortie d’antennes. Ces aspects "numérisation rapide" et "synchronisation" sont d’une importance capitale pour les prochains radiotélescopes du futur. Ils permettent de simplifier les chaînes de réception radiofréquence et de diminuer la consommation électrique ainsi que les coûts d’entretien et de la maintenance. L’application à l’observation du soleil comporte cependant des contraintes originales, comme la grande dynamique des signaux, qui ne sont pas prises en compte actuellement dans les études en cours pour les radiotélescopes du futur. Le radiohéliographe actuel a une chaîne de réception analogique avec une numérisation centralisée. La commutation entre les différentes fréquences dans la bande 150-450 MHz est réalisée d’une façon analogique et temporelle. Ceci nécessite beaucoup de calibrations analogiques et oblige de figer la gamme des fréquences (10 fréquences de largeur 1 MHz). De plus, en interférométrie métrique, les très grandes longueurs de câbles coaxiales sont onéreuses. Les signaux transmis des antennes au récepteur sont toujours sources d’erreurs et des fluctuations importantes réduisent l’information
radiofréquence. Toutefois, apporter une numérisation complète de la bande (300 MHz) permet d’avoir de la souplesse dans le traitement et l’analyse des données (résolution fréquentielle et la possibilité d’observer plusieurs bande simultanément, traitement des parasites). Ceci engendre la nécessité d’avoir une très grande précision des horloges (0,7 ps d’erreur de phase) pour cadencer des ADC (Analog-to-Digital-Converter) large bande (1 GHz d’horloge). L’objectif principal de la thèse est d’étudier la synchronisation pour l’application à un réseau d’antennes multi-réparties. Le saut technologique ainsi induit et les concepts étudiés sont un enjeu grandissant dans les grands projets européens et internationaux.

Summary :

The Nançay Radioheliograph is the only instrument dedicated to the solar corona imaging in the 150-450 MHz frequency band. It operates on the principle of interferometry, using 47 antennas essentially distributed on the east-west (3.2 km) and north-south (2.5 km) axes. This study aims to explore a new technical concept for future radio astronomy, applied to solar interferometer. It deals with the rapid
digitization of a synchronized system at the antenna sides. High speed digitization and high accuracy synchronization are the most important aspects for future radio telescopes. They make it possible to simplify radiofrequency reception chains and reduce their power consumption, as well as maintenance costs and complexity. The application to the observation of the sun, however, has some original constraints, such as the great dynamics of the signals, which are not taken into account in the current studies for future radio telescopes. The current radio telescope has an analog receiver with a centralized digitization. The switching time between each frequency (10 frequencies of 1 MHz width) in 150-450 MHz band analyzed introduce latency in solar images processing, also decrease the signal-to-noise ratio. In addition, in metric interferometry, the several lengths of coaxial cables in which the signal is transported
from the antennas to the receiver always cause significant errors and fluctuations in the radiofrequency reception chains. Providing full digitization of the band (300 MHz) allows more flexibility in data processing and analyzing (frequency resolution and the ability to observe multiple bands simultaneously). This required high clock accuracy (0.7 ps of jiHer) for ADCs clocks (1 GHz clock). Therefore, the main objective of
this thesis is to reach a sub-ns global time synchronization of distributed networks such as radio interferometer array as the Nançay Radioheliograph. The technological leap thus induced is a growing challenge in major European and international projects.

Haïdar Riad, Onera, 8 Chemin de la Hunière, 91120 Palaiseau
Hénault François, IPAG, 414, Rue de la Piscine, 38000 Grenoble
Langlois Maud, CRAL, 9 avenue Charles André, 69230 Saint-Genis-Laval
Maître Agnès, Institut des Nanosciences de Paris, 4 place Jussieu, 75005 Paris
Michau Vincent, Onera, 29 av. de la division Leclerc, 92320 Châtillon
Ollivier Marc, IAS, Bâtiment 121, Université de Paris-Sud, 91405 ORSAY Cedex
Rousset Gérard, LESIA, Observatoire de Paris, 5 place Jules Janssen, 92190 Meudon

Résumé :

Mon domaine de recherche s’insère dans la thématique "Maîtrise de la surface d’onde, optique adaptative", au sein de l’unité Haute Résolution Angulaire du Département Optique et Techniques Associées de l’Onera. Plus particulièrement, il porte sur les Systèmes Multi-Pupilles (SMPs) dont les sous-pupilles sont combinées pour observer un objet avec une résolution atteignant la limite de diffraction.
Le premier objectif de mes travaux est d’apporter des réponses simples aux trois principales spécificités des SMPs optiques par rapport aux instruments optiques classiques ou aux SMPs d’autres domaines. Pour le choix des positions des sous-pupilles, je propose une méthodologie pour définir rapidement une configuration lacunaire quasi-optimale à partir de spécifications de haut-niveau. Pour la conception optique d’un réseau phasé de télescopes, j’établis un budget d’erreur en fonction du champ relaxant certaines contraintes sur les télescopes pour en limiter la complexité. Pour la combinaison des faisceaux avec correction des perturbations, je propose des architectures basées sur une co-conception du dispositif optique et des algorithmes de traitement, traçant un continuum allant de l’interférométrie à deux modes guidés jusqu’à la diversité de phase.
Mes autres objectifs sont d’une part la validation expérimentale de ces résultats théoriques, que j’illustre par des résultats obtenus en laboratoire ou sur le ciel, et d’autre part la diffusion des SMPs optiques hors de la niche de la très haute résolution angulaire astronomique, comme cela s’est effectué dans le domaine des radio-fréquences, que j’aborde en perspectives.

Summary :

My research activities are part of the High Angular Resolution team of Onera’s Department of Optics and Associated Techniques. More specifically, they concern Multi-Aperture Systems (MASs) whose sub-apertures are combined to observe an object with a diffraction-limited resolution.
The first objective of my work is to bring simple answers to the three main specificities of optical MASs with respect to classical optical systems or to MASs from other domains. For the choice of the sub-aperture positions, I propose a methodology to quickly but optimally define a sparse aperture configuration from high-level specifications. For the optical design of a phased telescope array, I derive an error budget in terms of the field, which relaxes some telescope constraints in order to reduce their complexity. For the beam combination with correction of disturbances, I propose architectures based on a co-conception of the optical device and data processing, covering a continuum ranging from two-beam guided interferometry to phase diversity.
My other objectives are the experimental validation of these theoretical results on one hand, that I illustrate by results obtained in laboratory or on sky, and on the other hand the spreading of optical MASs out of the niche of very high resolution astronomy, like what happened in the radio-frequency domain, that I address as perspectives.

Guerlet Sandrine, LMD, 4 place Jussieu, 75252 Paris, examinatrice
Hartogh Paul, Max Planck Institut für Sonnensystemforschung, 37077 Göttingen, Allemagne, examinateur
Loison Jean-Christophe, ISM, Université de Bordeaux, 451 cours de la Libération, 33400 Talence, rapporteur
Mosser Benoît, LESIA, Observatoire de Paris, 5 place Jules Janssen, 92190 Meudon, examinateur
Mousis Olivier, LAM, 38, rue Frédéric Joliot-Curie 13388 Marseille, examinateur
Spiga Aymeric, LMD, 4 place Jussieu, 75252 Paris, examinateur
Strobel Darrell, Johns Hopkins University, 3400 N. Charles Street, Baltimore, MD 21218, États-Unis, rapporteur
Vastel Charlotte, IRAP, 9 Avenue du Colonel Roche, 31400 Toulouse, rapporteur

Summary :

How did the Solar System Giant Planets form and how do they evolve ?
We can obtain part of the answers to these outstanding questions with in situ measurements, remote sensing observations either with telescopes or planetary missions, and modeling. While more and more exoplanets are discovered every day and while we will better characterize them with new observatories like JWST, the planets of the Solar System remain our local laboratory for studying formation and evolution of such bodies. The (sub)millimeter domain, owing to the very high spectral resolution of the heterodyne technique and to the ever increasing spatial resolution and sensitivity of new observatories like ALMA, is suitable for determining planetary atmospheric composition and dynamics when coupled with appropriate radiative transfer, photochemical or thermochemical modeling.
In this habilitation thesis, I summarize 10 years of observations of the Solar System Giant Planets with ground-based and space-based observatories, like IRAM-30m, JCMT, Odin, Herschel, and more recently ALMA. With thermochemical modeling of the deep tropospheres of the Giant Planets, I have participated in trying to establish their deep composition to constrain their formation processes. The next natural step is the participation in an atmospheric probe proposal for the Ice Giants, and the development of its mass spectrometer, in preparation for a NASA-ESA joint flagship mission to these distant worlds. With time-dependent 1D or 2D photochemical modeling, I have contributed to a better understanding of how the composition and chemistry in the stratospheres of the Giant Planets are altered by seasons and external sources. With ALMA, it is now possible to measure directly winds in the stratospheres of the Giant Planets to constrain their stratospheric circulation. Our first Jupiter and Saturn map will contribute to this effort. In a decade from now, the European JUICE mission to Jupiter and its moons will enable me to monitor Jupiter’s atmosphere with the SWI instrument, both in terms of chemistry and dynamics, and with spectral and spatial resolutions and temporal coverage never achieved before.

Sylvie CABRIT, LERMA - Observatoire de Paris, examinatrice
Gilles HENRI, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, rapporteur
Jérôme PETRI, Observatoire de Strasbourg, rapporteur
Rolf WALDER, ENS-Lyon - CRAL, rapporteur
Alexandre MARCOWITH, Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, examinateur
Sera MARKOFF, Anton Pannekoek Institute for Astronomy - University of Amsterdam, examinatrice
Rony KEPPENS, KU Leuven - Centre for mathematical Plasma Astrophysics, examinateur
Filippo PANTELLINI, LESIA Observatoire de Paris, examinateur

Résumé :

Les écoulements et les chocs relativistes sont associés à des phénomènes violents dans l’univers, avec des flux d’énergies et des facteurs de Lorentz qui peuvent être extrêmes. Ces spécificités en font des phénomènes de prédilection pour l’étude des processus physiques dans le domaine des hautes énergies à l’aide de simulations numériques lourdes. Dans cette soutenance, nous passerons en revue les avancées observationnelles et théoriques dans le domaine des écoulements relativistes dans les noyaux actifs de galaxies et les sursauts gamma. Nous discuterons en particulier des modèles numériques que nous avons élaborés pour l’étude de la formation, de la propagation et de la stabilité de ces écoulements.

Summary :

The relativistic outflows and shocks are associate with violent phenomena in the universe. The numerical modelling of these flows allows us to understand the physical processes in extremes conditions. In this defence, we will present the observational and theoretical advances in the field of relativistic flows for active galactic nuclei and gamma ray bursts. We will present, the numerical models we develop to study the formation, propagation and stability of these flows.

Composition du jury :

M. Jørgen CHRISTENSEN-DALSGAARD, professeur, Stellar Astrophysics Centre, Department of Physics and Astronomy, Aarhus University, examinateur
M. Marc-Antoine DUPRET, professeur, Institut d’Astrophysique et Géophysique de l’Université de Liège, examinateur
Mme Marie-Jo GOUPIL, astronome, LESIA- Observatoire de Paris – section de Meudon, examinatrice
M. Pierre KERVELLA, astronome, LESIA- Observatoire de Paris – section de Meudon, examinateur
M. François LIGNIERES, Directeur de recherche, IRAP, Toulouse, examinateur
M. George MEYNET, Professeur, Geneva Observatory, University of Geneva, rapporteur
M. Masao TAKATA, Assistant Professor, Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo, rapporteur
M. Michael THOMPSON, Senior Scientist, National Center for Atmospheric Research (NCAR) – Deputy director, rapporteur

Résumé :

Beaucoup de progrès ont été effectués dans la physique stellaire grâce à l’astérosismologie, l’étude des oscillations stellaires. En effet, l’astérosismologie est à l’heure actuelle la seule façon dont on dispose pour sonder la structure interne des étoiles. Le travail présenté ici concerne quelques uns des aspects théoriques de ce domaine et porte sur deux grandes catégories d’étoiles, à savoir les pulsateurs de type solaire (y compris les géantes rouges), et les pulsateurs en rotation rapide.

Le travail sur les pulsateurs de type solaire se focalise sur la mise en place de méthodes capables de caractériser efficacement un grand nombre d’étoiles, ceci en anticipation de missions spatiales telles que TESS et PLATO 2.0. En particuliers, le code AIMS applique un algorithme MCMC afin de trouver les propriétés stellaires et un échantillon de modèles qui reproduisent un jeu de contraintes observationnelles sismiques et classiques. Afin de réduire le temps de calcul, ce code interpole au sein d’une grille de modèles précalculés, en s’appuyant sur une triangulation de Delaunay, ce qui permet une plus grande souplesse dans la construction de la grille. En s’appuyant sur des modèles interpolés à partir de résultats d’AIMS ou de modèles issus d’autres codes d’optimisation, il est possible d’affiner certaines propriétés stellaires, telles que la densité moyenne, grâce à des méthodes inverses mis au point par moi et G. Buldgen, mon ancien doctorant. Enfin, je montre comment des méthodes liées aux inversions permettent de tester des informations plus qualitatives telles que la possibilité ou non d’avoir un profil de rotation décroissant pour un jeu de scissions rotationnelles (``rotational splittings’’) et un modèle de référence donné.

Contrairement aux pulsations de type solaire, les pulsations d’étoiles en rotation rapide demeurent beaucoup plus difficiles à interpréter à cause de la complexité des calculs numériques pour calculer de telles oscillations, l’absence de motifs simples dans les spectres de fréquences, et les difficultés qu’on a à prévoir l’amplitude de ces modes. Le travail décrit ici cherche donc à s’adresser à ces difficultés une à la fois dans l’espoir de pouvoir un jour effectuer des études astérosismiques détaillées de ces étoiles. Tout d’abord, les équations d’oscillation non-adiabatiques sont décrites ainsi que leur implémentation numérique. Le principe variationel et l’intégrale de travail sont abordés. Ceci est suivi d’une classification succincte des modes auxquels on peut s’attendre dans une étoile en rotation rapide. J’aborde ensuite les régularités présentes dans les spectres d’oscillations de modes acoustiques d’îlots et comment celles-ci sont exploitées dans l’interprétation de spectres observés. Ceci est suivi d’une description des techniques d’identification de modes et des efforts afin de les adapter aux rotateurs rapides. Enfin, la dernière partie aborde brièvement l’excitation des modes.

Summary :

A great deal of progress has been made in stellar physics thanks to asteroseismology, the study of pulsating stars. Indeed, asteroseismology is currently the only way to probe the internal structure of stars. The work presented here focuses on some of the theoretical aspects of this domain and addresses two broad categories of stars, namely solar-like pulsators (including red giants), and rapidly rotating pulsating stars.

The work on solar-like pulsators focuses on setting up methods for efficiently characterising a large number of stars, in preparation for space missions like TESS and PLATO 2.0. In particular, the AIMS code applies an MCMC algorithm to find stellar properties and a sample of stellar models which fit a set of seismic and classic observational constraints. In order to reduce computation time, this code interpolates within a precalculated grid of models, using a Delaunay tessellation which allows a greater flexibility on the construction of the grid. Using interpolated models based on the outputs from this code or models from other forward modelling codes, it is possible to obtain refined estimates of various stellar properties such as the mean density thanks to inversion methods put together by me and G. Buldgen, my former PhD student. Finally, I show how inversion-type methods can also be used to test more qualitative information such as whether a decreasing rotation profile is compatible with a set of observed rotational splittings and a given reference model.

In contrast to solar-like pulsators, the pulsation modes of rapidly rotating stars remain much more difficult to interpret due to the complexity of the numerical calculations needed to calculate such modes, the lack of simple frequency patterns, and the fact that it is difficult to predict mode amplitudes. The work described here therefore focuses on addressing the above difficulties one at a time in the hopes that it will one day be possible to carry out detailed asteroseismology in these stars. First of all, the non-adiabatic pulsation equations and their numerical implementation are described. The variational principle and work integrals are addressed. This is followed by a brief classification of the pulsation modes one can expect in rapidly rotating stars. I then address the frequencies patterns resulting from acoustic island modes and the interpretations of observed pulsation spectra based on these. This is then followed by a description of mode identification techniques and the ongoing efforts to adapt them to rapid rotation. Finally, the last part briefly deals with mode excitation.

Composition du jury :

• Blanchet Luc, Greco, IAP, 98 Bis Boulevard Arago, 75014 Paris
• Dehant Véronique, Observatoire Royal de Belgique Avenue Circulaire, 3, 1180 Bruxelles, Belgique
• Famaey Benoit, Observatoire de Strasbourg, 11 rue de l’Université, 67000 Strasbourg
• Gourgoulhon Eric, LUTH, Observatoire de Paris, 5 place Jules Janssen, 92195 Meudon
• Lemaitre Anne, Université de Namur Rue de Bruxelles 61, 5000 Namur, Belgique
• Métris Gilles, Geo-Azur, OCA, Campus Azur CNRS, 250 Rue Albert Einstein, Sophia-Antipolis, 06560 Valbonne
• Reynaud Serge, Laboratoire Kastler-Brossel, Sorbonne Université, 13-23 – 2e étage, 4, place Jussieu – Paris 05.

Résumé :

Depuis 20 ans, la précision des instruments d’observation a considérablement évolué. La plupart des techniques astro-géodésiques ont connu une amélioration d’un ordre de grandeur au moins sur leur performance observationnelle. L’astrométrie, devenue spatiale avec la mission HIPPARCOS, connaît elle aussi une révolution sans précédent avec les premiers résultats de la mission Gaia qui amène une amélioration de la mesure astrométrique d’un facteur mille sur un nombre de sources observées lui-même augmentant d’un facteur mille. La radionavigation des sondes spatiales n’est pas en reste et voit également sa précision en Ranging (mesure de la distance Terre-sonde) ou en Doppler (mesure de la vitesse radiale entre la Terre et la sonde) s’améliorer d’un facteur dix, notamment grâce à l’emploi de plus en plus fréquent de la bande Ka. Enfin, dans le laboratoire, les techniques d’interférométrie atomique pour la réalisation de capteurs inertiels (gravimètre, gyromètre, etc.) et les horloges atomiques, qui utilisent désormais des transitions optiques, voient leur sensibilité augmenter rapidement, gagnant là aussi quelques ordres de grandeur.
Si la gravitation newtonienne était largement suffisante pour décrire l’ensemble de ces observations il y a 20 ans, ce n’est plus le cas aujourd’hui. Entre 2000 et 2006, de nouvelles conventions de systèmes de référence, écrites dans le domaine relativiste, ont été adoptées par l’IAU. À l’époque, la préparation de la mission Gaia était centrale dans ce mouvement. Aujourd’hui, c’est l’ensemble des techniques d’observation qui est concerné. On peut même commencer à contraindre des alternatives à la Relativité Générale (RG), comme l’Extension du Modèle Standard (SME), avec une redoutable précision, si et seulement si 1) les observables ont été correctement écrites dans ces phénoménologies et 2) si l’implémentation de ces nouvelles formules dans les différents logiciels de traitement d’observation a été correctement menée. C’est donc tout l’enjeu de mes travaux que je présenterai dans cet exposé.

Composition du jury :

M. Audit Édouard, directeur de recherche, Maison de la Simulation USR 3441, Bâtiment 565 – Digiteo, CEA Saclay, 91191 Gif-sur-Yvette cedex

Mme Ferrière Katia, directrice de recherche, Observatoire Midi-Pyrénées, 14 avenue Ed. Belin, 31400 Toulouse, France

M. Laskar Jacques, directeur de recherche, IMCCE, Observatoire de Paris n 77 Avenue Denfert-Rochereau, 75014 Paris France

M. Niemeyer Jens, professeur, Fakultät für Physik Friedrich-Hund-Platz 1 Ebene B.01, Raum 102, 37077 Göttingen, Allemagne

M. Teyssier Romain, professeur, Universität Zürich-Irchel building 11, floor F, room 82 Winterthurerstrasse CH-8057 Zürich, Suisse

Mme Turck-Chieze Sylvaine, directrice de recherche , Service d’Astrophysique, Orme des Merisiers, Bât 709 91191 Gif sur Yvette

Résumé :

Mon activité de recherche est dévolue à l’interaction entre les mouvements des fluides et leur évolution thermochimique. Ce couplage est au coeur d’un grand nombre de questions astrophysiques tout au long du cycle de la matière interstellaire.

Les étoiles sont les creusets de presque tous les éléments tels que nous les connaissons aujourd’hui. La nucléosynthèse stellaire fait intervenir des mouvements convectifs pour lesquels nous n’avons encore que des modèles grossiers. La majeure partie des modèles d’évolution stellaire utilise la théorie de la longueur de mélange, et cette simple prescription est à la base de presque toutes nos connaissances sur la vie des étoiles et l’ensemencement de la galaxie en éléments lourds. J’ai contribué à formuler les équations qui régissent la convection dans les phases présupernovae des naines blanches. Et j’ai mis au point l’un des premiers modèles 2D pour la convection dans les étoiles en rotation lente.

Les vents et les explosions des étoiles relâchent dans le milieu environnant le matériau stellaire accompagné d’énergie thermique et mécanique. Cette injection d’énergie magnétique et cinétique se dégrade en turbulence qui aide à agiter le gaz frais et à le mélanger avec son environnement. J’ai étudié la dissipation de ces mouvements chaotiques, et montré qu’elle se produit dans des zones très petites où le chauffage peut aider à assembler des molécules toujours plus complexes et exciter des traceurs visibles pour nos instruments. En particulier, j’ai réalisé de nombreux modèles de chocs, l’une des formes que peut prendre la dissipation d’énergie cinétique. Ces modèles théoriques et numériques permettent de prédire la composition et l’excitation de traceurs utiles pour interpréter les observations.

Certaines des espèces chimiques présentes dans le gaz sont des refroidisseurs efficaces, qui forcent çà et là sa condensation et engendrent des nuages moléculaires. J’ai évalué analytiquement la taille caractéristique des fragments produits par cette instabilité thermique. Quand le support thermique ou magnétique du gaz s’affaiblit au point qu’il ne peut plus résister à l’effondrement gravitationnel, une nouvelle génération d’étoiles naît, et le cycle est bouclé. J’ai réalisé des modèles thermochimiques de l’effondrement sphérique du gaz et montré que la naissance des étoiles peut se produire dans un mode quasistatique (en particulier dans le cas d’IRAM 04191). Ces modèles ont aussi permi de démontrer que la deutération est un chronomètre chimique pour l’effondrement. Autour des jeunes étoiles, le gaz qui n’a pas réussi à évacuer son moment angulaire orbite dans un disque. Le degré d’ionisation (dépendant de la chimie dans ces disques) contrôle leur évolution dynamique future. En effet, les électrons et ions libres sont nécessaires pour coupler le gaz au champ magnétique, un médiateur essentiel pour le transport de moment angulaire. Les régions ionisées seront accrétées, tandis que les régions neutres continueront à orbiter et formeront des planètes. J’ai découvert à l’aide de modèles numériques et théoriques que la dynamique de ces régions pouvait conduire à un comportement éruptif de l’accrétion. Le couplage entre dissipation turbulente et ionisation du gaz est au coeur de ce mécanisme.

A travers ce cycle de la matière galactique, la thermochimie contrôle les mouvements des fluides dont la dissipation imprime à son tour la composition chimique et l’état thermique du gaz. Je me suis attaché à décrire cette connection intime en exploitant toujours d’une part les détails microphysiques des modèles 1D et d’autre part la richesse géométrique des simulations 3D. L’ingénierie numérique occupe une part significative de ma recherche, et j’ai contribué à de nombreuses reprises à en améliorer les techniques, par de nouvelles solutions analytiques pour calibrer les schémas numériques et par des idées originales pour améliorer la robustesse des algorithmes (dont a bénéficié par exemple le code d’évolution stellaire MESA qui est en quelques années devenu le plus utilisé au monde).

Summary :

My research activity is devoted to the interplay between fluid motions and their thermal and chemical evolution. This coupling is at the heart of a great range of astrophysics puzzles. I will first lead you through a brief round trip across the galactic matter cycle to illustrate where the link between thermochemistry and fluid dynamics matters. I will then select a few general physics principles (instabilities, mixing and dissipation in turbulence, time-dependence). For each one of them, I will present some of the ideas I originated, how they helped adress various astrophysical questions, where I intend to lead them and how they could thrive in the hands of future PhD students.

Composition du jury :

Duvert Gilles, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, Université Grenoble Alpes, 38058 Grenoble

Goldwurm Andrea, CEA Saclay, Département d’astrophysique / IRFU / DRF Orme des Merisiers, Bât. 709, 91191 Gif sur Yvette

Gourgoulhon Éric, Observatoire de Paris, section de Meudon, bât. 18, 5 place Jules Janssen, 92190 Meudon

Moultaka Jihane, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, UMR 5277, Université de Toulouse, CNRS, Observatoire Midi-Pyrénées, 14, avenue Edouard Belin, F-31400 Toulouse,

Perraut Karine, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, Université Grenoble Alpes, 38058 Grenoble

Porquet Delphine, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, 38, rue Frédéric Joliot-Curie, 13388 Marseille

Riazuelo Alain, Institut d’astrophysique de Paris, 98bis boulevard Arago, 75014 Paris

Rouan Daniel, LESIA, Observatoire de Paris, section de Meudon, place Jules Janssen, 92190 Meudon

Résumé :

Au cours des vingt dernières années, j’ai participé à des études variées concernant le trou noir au centre de la Galaxie, Sgr A*, et son environnement : dynamique et propriétés physiques du milieu interstellaire, des étoiles et du flot d’accrétion, en utilisant une variété de techniques telles que les simulations numériques avec le code de tracé de rayon relativiste GYOTO, l’imagerie et la spectro-imagerie haute résolution, et l’interférométrie avec GRAVITY au VLTI.

Summary :

In the last twenty years, I have participated in various studies of the Galactic center black-hole Sgr A* and its environment : dynamics and physical properties of the interstellar medium, star cluster and accretion flow, using a variety of techniques such as numerical simulations with the general relativistic ray-tracing code GYOTO, high resolution imaging and spectro-imaging, and interferometry with GRAVITY at the VLTI.

Composition du jury :

ATHANASSOULA Lia, LAM - Pôle de l’Étoile Site de Château-Gombert 38, rue Frédéric Joliot-Curie 13388 Marseille

BACON Roland, CRAL - 9 avenue Charles André, 69230 Saint-Genis-Laval

CONTINI Thierry, IRAP - 9, avenue du Colonel Roche - BP 44346 31028 Toulouse Cedex 4

CHARLOT Stéphane, IAP - 98 bis boulevard Arago - 75014 Paris

COMBES Françoise, LERMA - 61 Av. de l’Observatoire 75 014 Paris

CUBY Jean-Gabriel, LAM - Pôle de l’Étoile Site de Château-Gombert, 38, rue Frédéric Joliot-Curie 13388 Marseille

HAMMER François, GEPI – Observatoire de Paris – site de Meudon, 5 place Janssen 92190 Meudon

Résumé :

Les disques représentent 70% des spirales massives locales mais leur formation reste une question ouverte de l’astrophysique moderne. En particulier, une fraction aussi importante a été suggérée comme étant en tension avec le taux important de fusions majeures mesuré à des décalages spectraux plus élevés, ce qui a été surnommé le « problème de survie du disque ». Dans la première partie de la soutenance, je passerai en revue les observations de la cinématique spatialement résolue et de la morphologie à haute résolution des progéniteurs des disques locaux à z = 0,6-1,2 qui suggèrent que les fusions riches en gaz sont une solution viable à ce problème. Je me concentrerai particulièrement sur le travail pionnier appuyant ce scenario et auquel j’ai participé. Je discuterai également des contre-arguments qui ont été discutés dans la communauté, par exemple, l’existence d’une séquence principale de galaxies formant activement des étoiles, la grande fraction de (U)LIRGs avec des morphologies spirales, la faible fraction de SFR attribuée aux fusions majeures, ou la fraction importante de galaxies spirales locales sans bulbes classiques. Je montrerai qu’aucun de ces points n’est un contre-argument valable au rôle important joué par les fusions majeures riches en gaz dans la formation d’une grande partie des galaxies spirales locales. Enfin, dans la dernière partie de la soutenance, je présenterai des futurs programmes d’observation avec le VLT, JWST et l’ELT, en discutant particulièrement les mesures présentes et futures de courbes de rotation dans les galaxies lointaines.

Summary :

Discs represent 70% of local massive spirals but how they formed remains an open issue in modern astrophysics. In particular, such a large fraction has been suggested to be in tension with the relatively high occurrence rate of major mergers at higher redshifts, which has been dubbed as the "disc survival issue". In the first part of the defense, I will review observations of the spatially-resolved kinematics and the high resolution morphology of the progenitors of local discs at z=0.6-1.2, which suggest that gas-rich mergers are a viable solution to this issue. I will particularly focus on the pioneering work supporting this and in which I was involved. I will also discuss counter-arguments that have been discussed in the community, e.g., the existence of a main sequence of star forming galaxies, the large fraction of (U)LIRGs with spiral morphologies, the low fraction of the SFR attributed to major mergers, or the large fraction of spiral galaxies with no classical bulges. I will show that none of these arguments are valuable counter-proofs of the prominent role of gas-rich major mergers in shaping a large fraction of local spiral galaxies. Finaly, in the last part of the defense I will present future observational programmes on the VLT, JWST, and the ELT, with a particular emphasis on present and future rotation curve measurements in distant galaxies.