Archives des soutenances 2019

Composition du jury
M. Christian BIZOUARD, Astronome , Observatoire de Paris, Directeur de thèse,
M. Sébastien LAMBERT, Astronome, Observatoire de Paris, CoDirecteur de thèse
Mme Véronique DEHANT, Full professor, Observatoire Royal de Belgique, Rapporteur du jury
M. Olivier DE VIRON ,Full professor ,Université de La Rochelle ,Membre du jury
Mme Marianne GREFF-LEFFTZ ,Full professor , Institute de Physique du Globe de Paris, Membre du jury
Mme Lucia SEOANE ,Astronome adjoint ,Observatoire de Midi-Pyrénées ,Rapporteur du jury
M. Nicolas RAMBAUX ,Maître de conférences, IMCCE- Observatoire de Paris , Membre du jury
M. Emmanuel LELLOUCH ,Astronome , LESIA- Observatoire de Paris ,Membre du jury

Résumé :
Depuis le début du vingtième siècle, l’observation des variations de rotation de la Terre par les techniques astro-géodésiques permet de dévoiler les propriétés rhéologiques globales de la Terre. En particulier, les paramètres des modes d’oscillation libre de l’axe de rotation, qui sont aussi des paramètres de résonance - reflètent les défauts d’élasticité de la Terre solide, la réponse de l’océan au forçage externe et les propriétés de la graine fluide, éventuellement du noyau solide. On peut obtenir de meilleures contraintes sur ces paramètres de résonance en confrontant le mouvement terrestre du pôle de rotation observé (mouvement du pôle) – et aussi la nutation en tant que mouvement du pôle en rétrograde diurne - à l’excitation modélisée qui le produit. Les propriétés rhéologiques de la Terre sont d’autant mieux déterminées que le mouvement du pôle (y compris dans la bande diurne) est observé précisément et l’excitation modélisée correctement. A l’heure actuelle, si la précision du mouvement du pôle est légèrement meilleure au delà de 2 jours, la meilleure reconstitution du forçage concerne la bande de nutation (la bande rétrograde diurne), car il est procède alors des marées gravimétriques luni-solaires, lesquelles sont modélisées avec une grande précision). C’est pourquoi notre travail est d’abord consacré à l’ajustement direct des composantes luni-solaires périodiques de la nutation à partir des retards du VLBI, puis à l’estimation des paramètres de résonances dans la fonction de transfert entre ces termes de nutation observés et ceux modélisés pour une terre rigide, lesquels reflètent le forçage luni-solaire. Les résultats obtenus confirme notamment le raccourcissement d’environ 40-50 jours de la période de résonance du mouvement du pôle dans la bande rétrograde diurne. Nous montrons comment cette diminution s’explique par la réponse dynamique des océans à la marée du pôle, laquelle est étudiée à l’aune des modèles de marées océaniques diurnes . Nous prédisons également un changement des paramètres de résonance du mouvement du pôle à proximité de la fréquence de résonance de la nutation libre du noyau ; cette modification semble confirmée par la détermination de ces paramètres à partir des termes de nutation. Notre étude des paramètres de résonance s’étend au delà de la bande de nutation. D’une part, nous réexaminons l’estimation des paramètres de résonance du mouvement du pôle dans la bande saisonnière, dominée par l’oscillation de Chandler, en utilisant les derniers modèles hydro-atmosphériques. D’autre part, nous étudions la résonance du mouvement du pôle à la bande prograde diurne, où l’excitation est dominée par la marée océanique. Nous obtenons une période de résonance de l’ordre de 393 jours, corroboré par notre modélisation fondée sur les modèles de marée océanique. L’ensemble des résultats obtenus permet d’apporter des contraintes sur la dépendance en fréquence du nombre de Love k2 et du nombre de Love océanique caractérisant respectivement la réponse de la Terre solide et des océans à un potentiel externe de degré 2.

Summary :
Since the beginning of the 20th century, the observation of the Earth rotation variations through astro-geodetic techniques enables to investigate the global rheological properties of the Earth, in particular, the resonance parameters of the free rotation modes reflect the solid Earth anelasticity, the ocean response to an external forcing, and the properties of the fluid inner core, eventually of the solid inner core. Better constraints on these resonance parameters can be obtained by confronting the observed terrestrial motion of the rotation pole (the so-called polar motion) - including nutation as a retrograde diurnal polar motion - to the modelled excitation producing it. The more precise the modelled excitation and the observed polar motion are, the better the Earth rheological properties will be determined. For now, the best precision is reached in the nutation band. So, our work is first dedicated to a direct adjustment of the nutation components from VLBI delays, then the adjustment of the resonance parameters in the transfer function between the observed nutation terms and the corresponding rigid nutation terms that reflects the luni-solar forcing. The obtained resonance parameters confirm in particular the shortening of the polar motion resonance period of about 40 - 50 day in the retrograde diurnal band. Then, we show that the dynamical behaviour of the oceans in the diurnal band is mostly responsible for that. We also predicted a supplementary change of the resonance parameters in the vicinity of the free core nutation resonance, as expected from the solid Earth response, and confirmed by the adjustment of these parameters through the nutation terms. In addition to the nutation band, we revisit the estimation of the polar motion resonance parameters in the seasonal band, dominated by the Chandler wobble, in light of the most recent global circulation models of the hydro-atmospheric layers. Finally, we extend the investigation of polar motion resonance to the prograde diurnal polar motion, where the excitations mostly result from the ocean tides. We obtain a resonance period of about 393 days, and confirmed by our prediction based on the ocean tidal models. These results allow us to impose constraints on the frequency dependence of the Love number k2 and the Love number oceanic, characterizing respectively the response of the solid Earth and the oceans to an external potential of degree 2.

Composition du jury
M. Paul KALAS, Adjunct Professor, University of California, Berkeley, Rapporteur du jury
Mme Maud LANGLOIS, Directeur de recherche, CRAL, Membre du jury
M. François MÉNARD, Directeur de recherche, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble — IPAG, Rapporteur du jury
M. Jean-Charles AUGEREAU, Astronome, Observatory of Sciences of the Universe of Grenoble, Membre du jury
M. Anthony BOCCALETTI, Chargé de recherche, LESIA / Observatoire de Paris Directeur de these
Mme Françoise ROQUES, Astronome, LESIA/ Observatoire de Paris Membre du jury

Résumé :
Les disques de débris sont présents autour de nombreuses jeunes étoiles de la séquence principale. Ils se caractérisent par un environnement poussiéreux, dépourvu de gaz, par opposition à des disques protoplanétaires riches en gaz. Les disques de débris sont également considérés comme des « disques secondaires » car ils sont constitués de grains de poussière non primordiaux générés par des collisions continues de planétésimaux. Des observations récentes dans le sub-millimètre ont apporté des preuves convaincantes qu’une quantité significative de gaz peut être présente dans certains de ces disques. L’imagerie à haut contraste et à haute résolution s’est révélée très efficace pour observer les disques de débris et résoudre leurs structures morphologiques, en traçant la distribution des petits grains de poussière. L’imagerie en lumière diffusée dans le proche infrarouge permet de mesurer la distribution d’intensité dans le disque, qui est liée aux propriétés des grains. L’intensité du disque varie différemment en intensité totale et en intensité polarisée. Il est donc nécessaire d’utiliser les deux méthodes pour mieux contraindre les caractéristiques de la poussière. Compte tenu des avantages de l’imagerie à haut contraste, j’ai cherché à étudier des images de disques de débris obtenues en lumière diffusée par l’instrument SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research), installée au VLT au Chili. Pour obtenir une image en intensité total d’un disque à partir d’une observation coronographique en optique adaptative dans laquelle les résidus stellaires sont réduits, ont utilise généralement les techniques d’imagerie différentielle angulaire (ADI) et d’imagerie différentielle polarimétrique (PDI), mais celles-ci peuvent engendrer une auto-soustraction qui doit être corrigée pour retrouver la vraie photométrie. Afin de modéliser les disques de débris, j’ai utilisé un module de transfert radiatif, GRaTer. Ces images synthétiques sont traitées selon une technique de post-traitement identique aux données, ce qui permet de contraindre la morphologie du disque et la distribution des grains. Le but de ma thèse est d’interpréter les variations spectrales et temporelles des disques de débris, à la fois en termes de morphologie et de distribution des grains, pour mieux comprendre la formation de planètaire. Pour ce faire, j’ai étudié la morphologie du disque de débris HD32297 et j’ai développé un modèle reproduisant la distribution de densité et d’intensité du disque. Ce modèle a ensuite été utilisé pour mesurer la luminosité de surface et la réflectance moyenne du disque. La réflectance moyenne a ensuite été comparée à un spectre théorique obtenu pour une distribution de taille de grains et pour différentes compositions de grains. L’ajustement des spectres en réflectance moyenne a fourni un résultat important, indiquant que la taille de grain minimale est bien inférieure à la taille de « blow-out », indépendamment de la composition du grain. Plusieurs explications sont possibles pour expliquer la présence de grains submicrométriques : cascade collisionnelle en régime permanent, mécanisme d’avalanche de collisions et drainage par le gaz lié à la présence d’une grande quantité de gaz dans ce disque de débris. Dans la suite de la thèse je reproduit ce travail pour l’étude des disques de débris HD106906 et HD141569 en intensité totale. Pour HD106906, l’asymétrie du flux visible entre les deux côtés du disque a été modélisée. Pour HD141569, en utilisant la photométrie d’ouverture, j’ai effectué une analyse spectrale d’une structure du disque que je compare à la partie sud du disque interne. En perspective, ce travail permettra une analyse plus systématique des nombreuses observations multi-longueurs d’onde obtenues en imagerie haut contraste de disques de débris afin de comprendre l’évolution des grains vers les planètes.

Summary :
Debris disks are found around many young main-sequence stars. They are characterized by the dusty, gas-depleted environment as opposed to gas-rich protoplanetary disks. Debris disks are also considered as `secondary disks’ because they bear non-primordial dust grains which are constantly generated by continuous collisions of planetesimals. Recent observations in the sub-millimeter have shown compelling evidence that a significant amount of gas can be present in some of these disks. High-contrast and high-resolution imaging have proven to be very effective to observe debris disks and to resolve their morphological structures, tracing the distribution of the small dust grains. Scattered light imaging in the near-infrared can measure the intensity distribution of the disk, which is related to the grain properties. The disk intensity varies differently in total intensity imaging and polarimetric imaging so it is necessary to use both to better constrain dust characteristics. Considering the advantages of high-contrast imaging, I aimed to study the scattered light images of debris disks obtained by one such instrument, the Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research (SPHERE) which is installed at the VLT in Chile. To obtain a post-processed intensity image with reduced stellar residuals in a post-adaptive optics coronographic observation, the angular differential imaging (ADI) and polarimetric differential imaging (PDI) techniques are usually performed but imply self-subtraction which must be corrected for to recover true photometry. In order to model debris disks, I used a radiative transfer module, GRaTer and processed disk synthetic images through equivalent post-processing technique as the data, from which the morphology of the disk and its grain-size distribution is constrained. The goal of my thesis is to interpret spectral and temporal variations of debris disks, both in terms of their morphology and grain-size distribution to finally understand planet formation. To achieve this I studied the morphology of the debris disk HD32297 and developed a model mimicking the density and intensity distribution of the disk. This model then was used to retrieve the surface brightness and average reflectance of the disk. The average reflectance was then compared to a spectrum obtained from analyzing the particle size distribution within the disk for different grain compositions. Fitting the spectra to the average reflectance provided an important result, which indicated that the minimum grain size is well below blow-out size independent of the grain composition. The possible explanations which were looked into for the presence of sub-micron grains are a combination of a steady-state collisional cascade, collisional avalanche mechanism and gas drag due to the presence of a large quantity of gas in this debris disk. In second part of the thesis I applied similar work to debris disk HD106906 and HD141569 in total intensity. For HD106906 the visible flux asymmetry between the two sides of the disk was modeled and resolved and for HD141569 using aperture photometry a spectral analysis of the particular structure compared to the full southern part of the inner disk was performed. In perspective, this work will open a more systematic analysis of the many multi-wavelength observations obtained with high-contrast imaging of debris disks in order to understand the evolution of grains to planets.

Composition du jury
M. Serge BOUQUET DR Observatoire de Paris Directeur de these
M. Xavier RIBEYRE Cadre scientifique des EPIC CELIA/Université de Bordeaux Rapporteur du jury
M. Thierry PASSOT Directeur de recherche Observatoire de Nice Rapporteur du jury
Mme Claire MICHAUT Directeur de recherche Observatoire de Nice CoDirecteur de these
M. Vladimir TIKHONCHUK Professeur émérite CELIA/Université de Bordeaux Membre du jury
Mme Rosine LALLEMENT Directeur de recherche Observatoire de Paris Membre du jury
M. Laurent DI-MENZA Professeur Université de Reims Membre du jury

Résumé :
Lorsqu’une étoile massive arrive à la fin de sa vie, elle devient une supernova. Après l’explosion, un choc fort commence à se propager avec les éjectas de l’étoile dans le milieu circumstellaire puis dans le milieu interstellaire (MIS). Cet objet est appelé un reste de supernova (RSN). Lors de son expansion, le RSN accumule de la matière derrière le front du choc et une coquille se forme. La théorie décrit trois phases d’expansion du RSN. La première phase correspond à la phase d’expansion balistique avec un rayon R du RSN proportionnel à son âge t. Dans la seconde phase, appelée la phase de Sedov-Taylor (ST), l’évolution est adiabatique (l’énergie totale du RSN est conservée) et R croit comme R(t) ∝ t^2/5 . Dans ce travail de thèse, nous présentons une modélisation analytique et numérique de l’évolution du RSN dans la 3ème phase (phase radiative tardive) où l’énergie du RSN n’est plus conservée. Le reste peut alors perdre son énergie par des processus d’émission de rayonnement ou par ionisation du MIS. Dans cette dernière phase, le rayon est donné par R(t) ∝ t^n où l’exposant n satisfait 1/4 < n < 2⁄5. Dans une première partie, nous étudions la structure d’un choc qui ionise le MIS et on montre que le taux de compression du choc peut devenir très élevé (de l’ordre de 40 au lieu de 4 pour un choc adiabatique dans un milieu monoatomique). En effet une partie de l’énergie du choc sert à ioniser le gaz et n’est plus disponible pour chauffer le milieu choqué, ce qui a pour effet de le comprimer. Ensuite, nous appliquons cette propriété pour modéliser le RSN en phase tardive et montrer que la coquille du RSN peut devenir dense et mince. Dans une deuxième partie nous effectuons l’étude analytique auto-semblable d’un RSN qui perd son énergie en volume de manière homogène par des processus radiatifs. Cette analyse démontre qu’il existe deux types de solutions hydrodynamiques. Des solutions de type ST régulières jusqu’au centre du reste et des solutions de type coquilles où la coquille est bornée par une discontinuité de contact interne qui la sépare de la partie interne chaude et raréfiée (bulle) du RSN. On montre également que la coquille du RSN devient dense et mince pour des pertes suffisamment élevées. Enfin nous complétons l’étude de la transition en phase radiative du RSN pour des pertes radiatives plus réalistes en utilisant la simulation numérique. On montre que bien que le processus de formation de la coquille fine et dense soit complexe (refroidissement catastrophique de Falle et formation de chocs secondaires), l’évolution du RSN en phase tardive conserve des propriétés communes à un grand nombre de refroidissements. En particulier, on montre que presque dans tout les cas on a R(t) ∝ t^n avec n proche de 2/7. Ce comportement est en accord avec la théorie, car cette valeur a déjà été trouvée antérieurement par d’autres auteurs et nous la mettons aussi en évidence dans notre approche auto-semblable.

Summary :
At the end of a massive (typically more than 5 to 6 solar masses) star life, the star becomes a supernova. After the explosion, the strong shock begins to propagate with the ejecta of the star in the circumstellar medium and later in the interstellar medium (ISM). This object is called a supernova remnant (SNR). During its expansion, the SNR accumulates matter behind the shock front to form a shell. Theory describes three stages of the SNR. The first stage corresponds to a ballistic expansion with a radius R of the SNR proportional to its age t. In the second stage, called the Sedov-Taylor (ST) regime, the evolution is adiabatic (energy conservation) and R increases like R(t) ∝ t^2⁄5 . In this PhD thesis, we present an analytical and numerical modeling of the SNR evolution in its third stage (radiative late stage) where the energy is not anymore conserved. The remnant loses its energy by radiative emission processes or by ionisation of the ISM. In this last stage, the radius is given by R(t) ∝ t^n where the exponant n satisfies 1/4 < n < 2/5. First, we study the structure of the shock which ionizes the ISM and show that the compression ratio can become high (of the order of 40 compared to 4 for a adiabatic shock in a monoatomic gas). Indeed, a portion of the shock energy is used to ionize the gas and is no longer available to heat the postshock medium, so the gas will be compressed. Then, we apply this property to the modeling of a SNR in late stage and show that the SNR shell can become dense and thin. In a second part, we perform the self-similar analysis of a SNR where energy losses are described by a spatially uniform cooling function. This study demonstrates that there are two types of hydrodynamic solutions : ST-type solutions which are smooth up to the center of the remnant and shell-type solutions where the shell is bounded by a contact discontinuity that separates it from the hot and rarefied interior (bubble) of the SNR. Also, we show that the shell becomes dense and thin when the energy loss is strong enough. Finally, we complete the study of the transition to the radiative stage of the SNR for more realistic radiative losses using the numerical simulation. We show that although the formation process of the thin and dense shell is complex (catastrophic cooling of Falle and secondary shocks), the evolution of SNR in the radiative stage shares common properties for a wide variety of cooling functions. In particular, we show that in almost every cases the SNR radius follows the law R(t) ∝ t^n where n is close to 2/7. This behavior is constistent with theory, because this value has been found previously by other autors and we highlight it also in our self-similar analysis.

Composition du jury
M. Piercarlo BONIFACIO DR2 Observatoire de Paris Directeur de these
M. Andrea CATALANO Chargé de recherche Institut Néel- Grenoble Membre du jury
M. Faouzi BOUSSAHA Ingénieur de recherche Observatoire de Paris CoDirecteur de these
Mme Barucci ANTONELLA Astronome Observatoire Paris-Site de Meudon LESIA Membre du jury
Mme Frédérique GADOT Professeur l’UFR SITEC de Ville d’Avray Rapporteur du jury
M. Francois PAJOT Directeur de recherche Institut de recherche en astrophysique et planétologie Rapporteur du jury

Résumé :
Les MKIDs (Microwave Kinetic Inductance Detectors) par leurs aptitudes à compter les photons, à mesurer leurs énergies individuelles et à acquérir des images à très haute cadence sont susceptibles de permettre une révolution observationnelle dans le visible et l’infrarouge proche. Un détecteur MKID est un résonateur supraconducteur LC dont la fréquence de résonance intrinsèque est fixée par les caractéristiques physiques ainsi que la géométrie des parties inductives et capacitives. La détection est basée sur l’absorption de photons incidents par la partie inductive, qui modifie l’inductance cinétique du supraconducteur provoquant un décalage fréquentiel. Comparativement aux CCDs, les MKIDs permettent des vitesses de lecture plus rapide à des niveaux de bruit plus faibles car ils ne souffrent ni de bruit de lecture ni de bruit de courant d’obscurité. De plus, les MKIDs permettent de réaliser un multiplexage fréquentiel simple, ouvrant la voie à la réalisation de matrices comportant des milliers de pixels lus en temps réel avec une seule ligne de lecture. Les MKIDs optiques actuels sont souvent définis à partir d’un méandre inductif en série avec une capacité interdigitée. Afin de maintenir des fréquences de résonance relativement basse, typiquement quelques GHz, celle-ci doit être large et peut occuper jusqu’à 90% de la taille d’un pixel. Dans le cadre de ce travail de thèse, nous proposons une nouvelle conception qui consiste à remplacer la capacité interdigitée par une capacité parallèle plus compacte, permettant de réduire considérablement la taille du pixel. Ceci a permis d’atteindre un plus grand facteur de remplissage en vue, entre autres, d’une meilleure résolution spatiale des imageurs optiques dédiés à l’astronomie. Dans ce travail de thèse, je présenterai la conception et la fabrication d’une matrice de LEKIDs (Lumped Element Kinetic Inductance Detectors) utilisant le nitrure de titane (TiN) comme absorbeur supraconducteur, ainsi que les résultats expérimentaux, très prometteurs, obtenus entre 70 et 300 mK.

Summary :
KIDs (Microwave Kinetic Inductance Detectors) by their ability to count photons, to measure their individual energies and to acquire images at very high rates are likely to allow an observational revolution in the visible and near infrared. A MKID detector is basically an LC superconducting resonator whose intrinsic resonance frequency is fixed by the physical characteristics as well as the geometry of the inductive and capacitive parts. The detection is based on the absorption of incident photons by the inductive part, which modifies the kinetic inductance of the superconductor causing a frequency shift. Compared to CCDs, MKIDs allow a faster readout with lower noise as they do not suffer from the readout and dark current noises. In addition, MKIDs allow the implementation of a simple frequency multiplexing, paving the way to arrays comprising thousands of pixels which can be read in real time using a single readout line. The current optical MKIDs are often patterned from an inductive meander in series with an interdigitated capacitor whose size must be large enough to maintain a low resonance frequency, typically a few GHz, which can be easily measured with inexpensive and easy-to-use readout electronics. However, for the classical designs, the interdigitated capacitor can cover up to 90 % of the overall pixel surface. This is detrimental for many astrophysical applications as it leads to large pixels and a very low fill factor. This thesis work consists in implementing a new architecture where the large interdigitated capacitor is replaced by a parallel plate capacitor which features a larger capacitance value within a much smaller space allowing to strongly reduce the size of the pixels. This will lead to a higher filling factor and a better spatial resolution of optical imaging systems. I will present the design and fabrication of parallel-plate capacitor-based lumped element kinetic detector arrays using titanium nitride (TiN) as a superconducting absorber, as well as promising experimental results obtained between 70 and 300 mK.

Composition du jury

M. Pierre KERVELLA Astronome Observatoire de Paris Directeur de these
M. Antoine MéRAND Observational Astronomer European Southern Observatory CoDirecteur de these
Mme Marie-Jo GOUPIL Astronome Observatoire de Paris Membre du jury
M. Laurent EYER Maître de recherche Université de Genève Membre du jury
Mme Katrien KOLENBERG Professor KU LEUVEN Rapporteur du jury
M. Martin GROENEWEGEN Directeur de recherche Observatoire royal de Belgique Rapporteur du jury

Résumé :

Les étoiles pulsantes sont utilisées pour estimer les distances dans l’Univers, au moyen de la relation liant leur période de pulsation à leur magnitude absolue. La calibration de cette relation période-luminosité est réalisée via la détermination de distances indépendantes, notamment par la méthode de la parallaxe de pulsation. Cependant, la précision de cette méthode est aujourd’hui encore principalement limitée par le facteur de projection (p-facteur), un paramètre permettant de remonter à la vitesse pulsante de l’étoile à partir des vitesses radiales mesurées par spectroscopie. Mon travail de thèse a consisté à utiliser le code SPIPS (Spectro-Photo-Interferometry of Pulsating Stars) afin de parvenir à une détermination précise du p-facteur. Reprenant le principe de la parallaxe de pulsation, ce code permet d’obtenir une meilleure précision statistique des paramètres fondamentaux d’une étoile pulsante, grâce à une modélisation simultanée des observables spectroscopique, photométrique et interférométrique. L’utilisation de cette méthode en fixant une distance mesurée indépendamment permet alors de remonter à la valeur du p-facteur. En vue d’une utilisation à grande échelle du code SPIPS, j’ai effectué dans un premier temps un important travail d’optimisation et de collecte de données de la littérature. Ces catalogues ainsi que diverses observations réalisées tout au long de ces trois années (avec entre autres l’instrument PIONIER du VLTI) m’ont permis de construire une base de données complète et homogène de plus de 300 étoiles. L’objectif de ma thèse fût alors d’appliquer le code SPIPS à un large échantillon d’étoiles, en utilisant les parallaxes du second catalogue du satellite Gaia. Au moyen de ces parallaxes, j’ai tout d’abord pu calculer avec précision le p-facteur de quelques variables de type RR Lyrae. Appliqué dans un second temps à un plus grand échantillon de Céphéides, le code SPIPS m’a permis de déterminer une relation linéaire entre le p-facteur et la période de pulsation, aboutissant à un nouvel étalonnage de la relation période-luminosité. Ces résultats prometteurs du code SPIPS laissent envisager que les prochaines publications de données du satellite Gaia permettront de lever le voile sur la nature du p-facteur, remettant ainsi au premier plan la méthode de la parallaxe de pulsation dans l’étalonnage de l’échelle des distances et la détermination de la constante de Hubble.

Summary :
Pulsating stars are used to determine distances in the Universe owing to the relation between their pulsation period and absolute magnitude. The calibration of this period-luminosity relation is performed through the determination of independant distances, in particular with the parallax of pulsation method. However, the accuracy of this method is still mainly limited by the projection factor, a parameter used to convert radial velocities measured from spectroscopy into the true pulsating velocity of the star. The objective of this thesis is to use the SPIPS (Spectro-Photo-Interferometry of Pulsating Stars) algorithm to precisely determine this p-factor. Based on the parallax of pulsation approach, this code allows to obtain a better precision on the fundamental parameters of a pulsating star, thanks to a simultaneous modeling of the observables (spectroscopy, photometry and interferometry). Using this method while fixing an independent distance estimate allowed me to retrieve the value of the p-factor. In view of a large scale use of the SPIPS code, I first did an important work of optimization and data collection. These catalogs as well as various observations I made throughout these three years (with among others the PIONIER instrument of the VLTI) allowed me to create a complete and heterogeneous database of more than 300 stars. I then apply the SPIPS algorithm to a large sample of stars using the parallaxes from the second data release of the Gaia satellite. Using these parallaxes, I was first able to accurately calculate the p-factor of some RR Lyrae type variables. Applied to a larger sample of Cepheids, the SPIPS code allowed me to determine a linear relation between the p-factor and the pulsation period, resulting in a new calibration of the period-luminosity relation. These promising results of the SPIPS code suggest that the future releases of the Gaia satellite will unveil the nature of the p-factor, bringing the parallax of pulsation method to the forefront of in the calibration of the distance scale and the determination of the Hubble constant.

Composition du jury

Mme Nabila AGHANIM DR1 Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Sud Directeur de these
M. Stephane ARNOUTS Chargé de recherche Laboratoire d’Astrophysique de Marseille Rapporteur du jury
M. Philippe SALOME Astronome adjoint LERMA, Observatoire de Paris CoDirecteur de these
M. Olivier DORE Research scientist Jet Propulsion Laboratory, NASA/Caltech Rapporteur du jury
Mme Françoise COMBES Professeur Collège de France Membre du jury
Mme Sophie MAUROGORDATO Directeur de recherche Observatoire de la Côte d’Azur Membre du jury

Résumé :

L’étude de l’évolution et de la composition des grandes structures de l’Univers, comme les amas de galaxies et les filaments cosmiques, est l’un des sujets de recherche les plus actifs en cosmologie. Au cours de ma thèse, j’ai analysé des relevés publiques multi-longueurs d’onde (SDSS, WISE, Planck), en utilisant des techniques d’analyse de données nouvelles comme l’apprentissage automatique ou les méthodes bayésiennes. Le but de mon travail était d’étudier la matière baryonique (gaz ionisé et chaud et galaxies) dans le milieu intra-amas, et dans la toile cosmique (ponts de matière et filaments cosmiques). Au cours de ma thèse, j’ai notamment développé un algorithme basé sur l’intelligence artificielle afin d’estimer les propriétés des galaxies, telles que le taux de formation des étoiles (SFR) et la masse stellaire dans la plage de redshift 0,050,5 ont été observés avec VLT/FORS2. L’analyse des 3000 spectres obtenus est en cours et avec les données actuelles, nous confirmerons spectroscopiquement environ 10 amas avec près de 10 galaxies membres par amas. La quantité de gaz ionisé et chaud de la toile cosmique pourrait représenter environ 40% des baryons à bas redshift. Il est donc important d’utiliser des traceurs d’observation optimisés pour le gaz. Dans ce but, j’ai développé un algorithme d’apprentissage profond utilisant tout le potentiel des données Planck pour détecter l’effet SZ des amas de galaxies et du gaz chaud ionisé. J’ai entraîné un réseau neuronal convolutionnel sur les cartes de fréquence de Planck à reconnaître les amas sélectionnés en SZ, rayons X et optique. Avec ce modèle, j’ai généré une carte du ciel de SZ à faible bruit, dans laquelle j’ai détecté environ 10 fois plus de candidats que le premier catalogue Planck des sources SZ. J’ai montré que l’apprentissage profond semble être une approche prometteuse pour améliorer la carte SZ et pour détecter le gaz à faible pression dans la toile cosmique.

Summary :
Studying the evolution and the composition of the largest stuctures of the Universe, e.g., galaxy clusters and cosmic filaments, is one of the most challenging research topic in cosmology. During my phD thesis, I have analysed publicly available multi-wavelength surveys (namely SDSS, WISE, Planck), using new techniques in data analysis such as machine learning or Bayesian methods. The purpose of my work was to study the baryonic matter (hot gas and galaxies) in the intra-cluster medium, and in the cosmic web (bridges of matter between clusters of galaxies and cosmic filaments). During my thesis, I have developed an algorithm based on machine learning in order to estimate galaxy properties, such as star formation rate and stellar mass in the redshift range 0.050.5 were observed with VLT/FORS2. The analysis of the 3000 obtained spectra is still ongoing and with the actual data, we expect the spectroscopic confirmation of about 10 galaxy clusters with about 10 members per clusters. The gas content of the cosmic web may account for about 40% of the baryons. Therefore, it is important to use optimised observational tracers of the gas. In this purpose, I have developed a deep learning algorithm using the full potential of the Planck data to detect the SZ effect tracing galaxy clusters and hot ionised gas. I have trained a convolutional neural network on the Planck frequency maps to recognize clusters selected in tSZ, X-rays, and optical. With this trained model I have generated a full-sky map of low noise SZ signal, in which I have detected about 10 times more candidates than the first Planck catalogue of SZ sources. I have shown that deep learning seems a promising approach to improve the y-map and detect smaller pressure halos and diffuse gas in the cosmic web.

Composition du jury

M. Benoit MOSSER PRCE Observatoire de Paris Directeur de these
Mme Véronique DEHANT Professeur Université Catholique de Louvain, Observatoire Royal de Belgique Rapporteur du jury
M. Mathieu BARTHELEMY Maître de conférences Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble Rapporteur du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN Professeur SYRTE, Observatoire de Paris, Sorbonne Université Membre du jury
M. Eric CHAUMETTE Professeur SUPAERO, Institut Supérieur de l’Aéronautique et de l’Espace Membre du jury
M. Noël GRAND Ingénieur de recherche Laboratoire Inter-Universitaire des Systèmes Atmosphériques CNRS UMR 7583 Membre du jury
M. Pierre DROSSART Directeur de recherche Observatoire de Paris CoDirecteur de these

Résumé :
Le secteur des nanosatellites interplanétaires se développe et devra disposer de solutions de navigation autonomes. L’Observatoire de Paris s’intéresse tout particulièrement aux CubeSats car ils offrent une rupture technologique dans les concepts observationnels : ils ouvrent la voie à des observables jusqu’alors inenvisageables. Nous ciblons ici, pour des objectifs scientifiques nouveaux, la détermination d’orbite autonome qui est un point souvent critique de faisabilité. Les deux objectifs scientifiques qui ont motivé cette thèse sont la météorologie de l’espace interplanétaire et la géodésie des astéroïdes, objectifs réunis dans le projet technologique dit BIRDY-T. Mais d’autres besoins scientifiques ou économiques sont déjà identifiés. Un cas d’étude a été identifié qui considère une phase de croisière autonome depuis la sortie de la sphère d’influence de la Terre jusqu’au survol de Mars. Une triangulation sur les directions d’objets d’avant-plan devant un fond d’étoiles, fournies par un capteur optique à bord, est apparue insuffisante. Un filtre de Kalman a donc été conçu et ajouté. Une architecture robuste d’évaluation des performances a été mise en place pour ce développement qui promettait d’être long. L’architecture de test exploite les matrices de variances-covariances issues du filtre de Kalman, en remplacement des analyses initiales par tirages Monte-Carlo. L’analyse de covariance délimite un contexte mathématique dans lequel des optimisations doivent désormais être recherchées. Cette analyse est de plus intégrée à une approche, appelée MBSE, d’ingénierie système basée sur les modèles qui est stratégique pour la capacité de nos laboratoires à "vendre" les nouveaux concepts observationnels qu’ils proposent grâce aux nanosatellites. Les plus récentes évolutions de l’algorithme sont présentées. Le filtre de Kalman est modifié pour itérer après chaque mesure individuelle (sequential filter) au lieu d’attendre un jeu complet de mesures (batch filter). Une précision de 50 km à 3-sigma a été atteinte en milieu de croisière Terre-Mars. L’algorithme actuel, fondé sur des mesures optiques, est désormais prêt pour recevoir d’autres types de mesures, par exemple d’imagerie (un diamètre angulaire d’astéroïde) ou de radio-science (distance et Doppler) qui viendront toutes améliorer le filtrage embarqué. Le relâchement des contraintes de linéarisation posées au début de la démarche a permis d’améliorer encore la précision à mieux que 30 km de précision à 3-sigma. Surtout, des contextes fortement non linéaires sont désormais envisageables, comme des opérations au voisinage d’un astéroïde où les champs de gravité attendus sont complexes (objets non sphériques, multiples...). Enfin, la durée de calcul de la boucle principale de traitement est estimée, pour un processeur de type CubeSat, à moins de 1 seconde CPU dans le cas du filtrage non linéaire (hors mesures optiques). C’est donc une solution opérationnelle.

Summary :
The deep-space nanosatellite is a growing trend that will need solutions for autonomous navigation. The Paris Observatory is especially interested in the CubeSats as they offer a technological break in the observational concepts : they pave the way to novel measurements that were simply not accessible before. We focus here, for novel scientific cases, on a solution for autonomous orbit determination. It is often at stake for the feasibility of a project. Two science cases were the motivations for this research : space weather in interplanetary medium and space geodesy at an asteroid, both cases being addressed in the technological project called BIRDY-T. Further applications are also identified, as science case or business development. A study case was defined, made of an autonomous cruise phase from the exit of the Sun-Earth sphere of influence up to the fly-by of Mars. A triangulation is performed on the basis of directions of foreground bodies in front of background stars, measured by an on-board optical device. It provides a poor accuracy. Then a Kalman filter is defined and added. A robust evaluation architecture is set up for what has appeared to become a long-run development. The evaluation processes the variance-covariance matrices output by the Kalman filter, instead of running and analysing a Monte-Carlo series which was the initial approach. The covariance analysis highlights the mathematical perimeter that will be relevant in the search for further improvements. In addition, this analysis fits well with a so-called MBSE approach for Model-Based System Engineering that is a key-factor for our research laboratories in the promotion of their new observational concepts that the nanosatellites make possible. The most recent evolutions of the algorithm are presented. The Kalman filter is modified to allow an update after each measurement (sequential filter) instead of waiting for a set of measurements (batch filter). The 3-sigma accuracy has reached 50 km in the middle of the Earth-Mars cruise. The current algorithm, based on optical measurements, is ready to integrate new kinds of observations like an angular diameter given by an imaging system or range and Doppler given by radio-science, improving even further the performances. The initial constraint for linearity was also relaxed and it is now possible to consider heavily non-linear environments like complex gravitational fields at an asteroid (non-spherical or multiple objects). At the same time, the 3-sigma accuracy has reached 30 km. Eventually, the CPU cost was assessed at less than 1 second with a typical CubeSat hardware, for the main processing loop in the non-linear filter case (without the optical measurements). Hence, the solution can be considered as an operational one.

Composition du jury

M. David VALLS-GABAUD DR2 Observatoire de Paris Directeur de these
Mme Françoise COMBES Professeur Observatoire de Paris Directeur de these
M. Pierre-Alain DUC Directeur de recherche Observatoire Astronomique de Strasbourg Membre du jury
Mme Rosine LALLEMENT Directeur de recherche Observatoire de Paris Membre du jury
M. Jérôme PETY Professor IRAM Rapporteur du jury
M. Alessandro BOSELLI Professor Laboratoire d’Astrophysique de Marseille Rapporteur du jury

Résumé :
L’exploration de l’émission de lumière diffuse et de la périphérie des galaxies dans le régime de faible luminosité de surface (LSB pour ses sigles en anglais) est essentielle afin de comprendre le mécanisme de formation de l’évolution des galaxies, et élémentaire pour pouvoir contraindre les modèles théoriques et simulations numériques dans un contexte cosmologique. Les donnés observationnelles, aussi bien dans le domaine optique que radio, complémentées par des simulations numériques nous fournissent des informations cruciales sur les propriétés morphologiques des sous-structures autour des galaxies massives, ainsi que sur leur distribution de masse, le contenu du gaz moléculaire et la formation des étoiles des galaxies LSB telles que galaxies ultra diffuses (UDGs) récemment recouvertes. Dans cette thèse, nous présentons plusieurs analyses destinées à l’étude de ces sujets. Dans un premier temps, motivés par les récents travaux sur les observations du télescope CFHT des sondant de profondes images, qui ont révélé d’importantes structures fines dans les galaxies LSB, comme des queues de marée, des courants stellaires et des coquilles, nous avons calculé des statistiques d’une simulation numérique hydrodynamique afin d’interpréter les observations et faire des prédictions sur la distribution en masse des galaxies dans le passé. Nous avons fait un recensement de ces sous-structures et nous avons calcule leur temps de survie. Nous avons aussi étudié leur dépendance vis à vis de plusieurs propriétés comme, par exemple, leur luminosité de surface et projection. Nous avons trouvé que les coquilles et les courants restent visibles environ 4 Gyr et qu’ils sont principalement associés à des fusions mineures et a une accumulation continue de gaz diffus, alors que les queues de marée ont une durabilité d’environ 1 Gyr et sont corrélées avec des événements de fusion majeurs. En parallèle, dans ces travaux, nous avons employé d’une approche semi-empirique pour construire un catalogue factice afin de faire des prédictions sur des relations d’échelle et contraindre des paramètres physiques des galaxies UDGs et LSB. D’un autre côté, nous avons réalise de la spectroscopie CO des galaxies UDGs observées à IRAM-30m pour quantifier leur contenu en gaz moléculaire. Les galaxies sélectionnées étaient constituées de sources provenant de plusieurs environnements et avec des propriétés différentes, notamment des objets comme les galaxies très rouges Dragonfly 44 et DGSAT I. Nous avons obtenu des limites supérieures sans précédent de leur masse de CO (quelques 10^6-10^7 masses solaires). Aussi, nous avons fait des observations à IRAM-30m pour détecter le contenu de gaz moléculaire dans un échantillon de 4 galaxies jeunes qui présentent des galaxies avec coquilles proéminents, comme c’est le cas, par exemple, du NGC 0474 et Arp 230. Notre but est de tester le modèle de formation enroulement de phase proposé dans des simulations numériques. Nous avons détecté une masse moléculaire d’environ 10^8 masses solaires dans plusieurs coquilles d’une des galaxies de notre échantillon et nous rapportons les limites supérieures de masse dans les autres cas.

Summary :
The exploration of diffuse light emission and the outskirts of galaxies in the regime of the Low Surface Brightness (LSB) is of utmost importance to understand the formation mechanism of galaxy evolution, and is essential to constrain the current theoretical models and numerical simulations in the cosmological context. Observational data, both in optical and radio emission, complemented with hydrodynamical cosmological numerical simulations provide us a crucial information about the morphological properties of substructures surrounding massive galaxies, as well as the mass distribution, molecular gas content and star formation of LSB galaxies such as the recently discovered Ultra Diffuse Galaxies (UDGs). This thesis presents several analysis addressed to the study of these schemes. In first instance, motivated in the most recent works about optimized deep imaging surveys observed with the CFHT telescope, which have revealed prominent LSB fine structures classified like tidal tails, stellar streams and shells, we have computed statistics of an hydrodynamical numerical simulation in order to interpret observations and make inferences about the past mass assembly of galaxies. We made a census of these substructures and computed their survival time. We also studied their dependence with several properties like the projection and the surface brightness. We found that shells and streams remains visible around 4 Gyr and they are mainly associated to minor mergers and a continuous diffuse gas accretion, while tidal tails have a durability time of around 1 Gyr and are correlated with major merger events. In parallel, in this work we made use of a semi-empirical approach to build-up a mock catalog with the aim to make predictions about scaling relations and constrain physical parameters of UDGs and LSB galaxies. On the other hand, we have performed CO spectroscopy surveys of UDGs observed at IRAM-30m to quantify the molecular gas content. The selected galaxies were conformed by sources from several environments and different properties, including objects like the very red galaxies Dragonfly 44 and DGSAT I. We have obtained unprecedented upper limits of their CO mass (few 10^6 - 10^7 solar masses). We also made CO observations at IRAM-30m to detect molecular gas content in a sample of four early-type galaxies that exhibit prominent shell galaxies like the case of NGC 0474 and Arp 230. Our goal is to test the phase wrapping formation model proposed in numerical simulations. We detected a molecular mass of around 10^8 solar masses in several shells of one galaxy of our sample and we report the mass upper limits for the other cases.

Composition du jury

Mme Yveline LEBRETON Astronome Observatoire de Paris Directeur de these
M. Mário J.P. F. G. MONTEIRO Associate professor Centro de Astrofísica da Universidade do Porto Rapporteur du jury
M. Andrea MIGLIO Senior Lecturer University of Birmingham Rapporteur du jury
M. Sébastien DEHEUVELS Maître de conférences Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie Membre du jury
M. Marc-Antoine DUPRET Professeur Institut d’Astrophysique et de Géophysique Membre du jury
M. Pierre KERVELLA Astronome Observatoire de Paris Membre du jury
Mme Rhita-Maria OUAZZANI Astronome adjoint Observatoire de Paris Directeur de these

Résumé :

L’astérosismologie s’intéresse aux oscillations des étoiles pour apporter des contraintes directes sur la physique des intérieurs stellaires. Avec quatre ans de données sismiques de grande qualité, la mission spatiale Kepler (NASA) nous permet de tester les modèles de structure et d’évolution stellaire sur des terrains qui étaient jusqu’alors inaccessibles. Dans un premier volet, j’aborde le problème de la rotation et du transport du moment cinétique dans les étoiles avec un point de vue nouveau : celui des pulsateurs de type γ Doradus. Les études sismiques du Soleil et des géantes rouges ont montré qu’un ou plusieurs mécanismes de transport sont manquants dans les modèles stellaires actuels. En tant que progénitrices de géantes rouges, les étoiles γ Dor sont d’un intérêt particulier mais ce sont aussi des rotateurs modérés à rapides pour lesquels un traitement approprié du couplage rotation-pulsation est nécessaire pour le diagnostic sismique. Ceci a mené au développement de morse , un outil de diagnostic pour l’identification des modes d’oscillation et pour la mesure de la rotation interne des γ Dor. Après m’être assuré de la fiabilité de cet outil, j’ai mesuré les rotations internes de 36 γ Dor observées par Kepler. Une première comparaison de ces mesures avec des modèles CESTAM incluant le transport par la circulation méridienne et la turbulence de cisaillement, montre qu’un mécanisme de transport supplémentaire extrait du moment cinétique du cœur de ces étoiles. Celui-ci reste encore à identifier. Dans un second volet, j’étudie de plus près le phénomène de pénétration convective ayant lieu à l’interface de l’enveloppe convective et de l’intérieur radiatif des étoiles de type solaire. J’utilise la signature sismique de cette interface pour étalonner l’extension de la zone de pénétration convective en m’appuyant sur le modèle proposé par Zahn (1991). Les résultats préliminaires obtenus pour deux pulsateurs solaires du Kepler LEGACY suggèrent que la taille de cette zone est peu dépendante de l’âge, la métallicité ou la masse de l’étoile.

Summary :
Asteroseismology, the study of stellar oscillations, provides a direct way to probe the physics of stellar interiors. With four years of seismic data of unprecedented quality, the Kepler mission allows us to test stellar structure and evolution models on fields that were out of reach before. In a first part, I broach the problem of rotation and angular momentum transport in stars with a novel viewpoint : that of γ Doradus pulsators. Seismic studies of the Sun and red giants revealed that one or several transport mecanisms are missing in current stellar evolution models. As progenitors of redgiants, γ Dor stars are of particular interest but they are also moderate to rapid rotators for which an appropriate treatment of the rotation-pulsation coupling is needed. This led to the development of morse , a diagnostic tool for mode identification and the measurements of the internal rotation rates of γ Dors. After ensuring the reliability of this tool, I measured the internal rotation rates of 36 γ Dors observed by Kepler . A first comparison of these measurements with CESTAM models that include transport by meridional circulation and shear turbulence, shows that a supplementary transport is extracting angular momentum from the core of these stars. This mechanism remains to be identified. In the second part, I started a systematic seismic study of the phenomenon of penetrative convection occuring at the interface of the convective envelope and radiative interior of solar-like stars. The seismic signature of the base of the convective envelope is used to calibrate the size of the penetration region on the basis of the model proposed by Zahn (1991). Preliminary results obtained for two solar-like pulsators of the Kepler legacy sample suggest that the size of this zone is weakly dependent on stellar age, metallicity or mass.

Composition du jury
M. Sylvestre LACOUR CR1 Observatoire de Paris Directeur de these
M. David MOUILLET Astronome Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble Rapporteur du jury
M. Bruce MACINTOSH Professor Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford Rapporteur du jury
Mme Anne-Marie LAGRANGE Directeur de recherche Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG) Membre du jury
Mme Samantha THOMSON Research Associate Cavendish Laboratory, Cambridge Membre du jury
M. Julien GIRARD Support Scientist Space Telescope Science Institute Membre du jury
Mme Carine BRIAND Astronome LESIA Membre du jury
M. Matthew KENWORTHY Associate professor Leiden Observatory Membre du jury

Résumé :
Beta Pictoris est probablement le système stellaire le mieux connu en dehors de notre propre système solaire. La rare combinaisaon d’une étoile brillante, de la présence d’un disque de débris vu par la tranche, et du jeune âge du système font de Beta Pictoris une cible particulièrement intéressante dans l’étude de l’évolution des sytèmes planétaires. Trente ans d’observations par imagerie directe et par spectroscopie de transit ont déjà produit une moisson de résultats, qui dépeignent aujourd’hui un système extrêmement structuré, avec la présence d’anneaux, de ceintures, et d’une planète géante : Beta Pictoris b. En revanche, pour ce qui est de comprendre l’origine du système et de la façon dont il s’est formé, la récolte reste jusqu’à présent bien pauvre, et l’on ne sait finalement que peu de choses sur la formation de Beta Pic b, et la façon dont la planète interagit avec le disque. Cette thèse porte sur deux nouvelles tentatives d’observation faites durant la période de conjonction inférieure de Beta Pictoris b, en 2017/2018. Dans la cadre de la campagne internationale d’observation du transit de la sphère de Hill de Beta Pic b en 2017, un CubeSat trois-unités, PicSat, a été lancé en orbite basse, avec à son bord un photomètre fibré. L’objectif de cette mission était de surveiller la luminosité de l’étoile Beta Pictoris, afin de détecter et de caractériser le transit de la sphère de Hill de Beta Pictoris b. La première motié de cette thèse détaille la conception, le développement, et les tests de l’instrument scientifique de la mission. Le satellite a été correctement déployé en orbite, mais un mauvais fonctionnement de son système commercial de contrôle d’attitude a rendu impossible toute obtention de données photométriques. La seconde moitié de cette thèse présente une observation de la planète géante Beta Pictoris b faite avec l’instrument GRAVITY, peu après la conjonction de la planète. Les quatre téléscopes de 8,2 m de l’Interféromètre du Très Grand Télescope (VLTI, en anglais) ont été combinés pour obtenir un spectre en bande K, a moyenne résolution, de la planète. Ce spectre donne notamment une première estimation du rapport planétaire carbone/oxygène, qui semble fortement sous-stellaire. Combiné à un modèle d’evolution du rapport C/O au cours de la formation de la planète, cette observation semble montrer que Beta Pictoris b se serait formée par accrétion de coeur, plutôt que par effondrement gravitationnel du disque proto-planétaire.

Summary :
Beta Pictoris is arguably the best-known stellar system outside of our own. A rare combination of a bright star, the presence of an edge-on debris disk, and the young age of the system, all make Beta Pic a remarkable target to study the evolution of planetary systems. Thirty years of direct imaging and transit spectroscopy observations have revealed a highly structured disk, with rings, belts, and a giant planet : Beta Pic b. But very little is known about how the system came into being. In particular, the formation history of Beta Pic b and the way it interacts with the disk remain elusive. This thesis focuses on two new attempts made to observe the giant planet, at the time of its inferior conjunction, in 2017/2018. As part of the international observation campaign dedicated to the 2017 Beta Pic b Hill sphere transit, PicSat, a small three-unit CubeSat, was launched to Low Earth Orbit. The satellite carried a fibered photometer, whose objective was to monitor the brightness of the star Beta Pictoris, in order to detect and characterize the transit of the Hill sphere of Beta Pictoris b. The design, development, and tests of this instrument are detailed in the first part of this thesis. The satellite was successfully deployed in orbit, but a malfunction of its commercial attitude control system made it unable to produce any photometric data. The second part of this thesis introduces VLTI/GRAVITY spectro-interferometric observations of the giant planet Beta Pic b, made soon after the conjunction. The combined four 8.2 m telescopes of the VLTI were used to obtain a high signal to noise, medium resolution, K-band spectrum of the planet, from which the first estimate of the planetary carbon-to-oxygen ratio was be derived. The resulting substellar C/O ratio suggests that the giant planet is unlikely to have formed through gravitational instability, and that core-accretion is a more plausible scenario.

Composition du jury

Mme Carine BABUSIAUX Astronome Observatoire de Paris Directeur de these
M. Douglas MARSHALL Maître de conférences AIM Rapporteur du jury
M. Laurent CAMBRESY Astronome Observatoire de Strasbourg Rapporteur du jury
M. Frédéric ARENOU Ingénieur de recherche Observatoire de Paris CoDirecteur de these
Mme Marie-Christine ANGONIN Professeur des universités Observatoire de Paris + Sorbonne Université Membre du jury
Mme Isabelle JONCOUR Maître de conférences IPAG Membre du jury

Résumé :

L’étude des structures des poussières et des étoiles du disque Galactique est rendu possible grâce aux grands relevés d’étoiles comme le projet Gaia qui, avec sa seconde publication (GDR2), apporte un nombre de parallaxes jusque là inégalé. Cependant, la précision des parallaxes se dégrade avec la distance et avec l’extinction. Or c’est dans le disque de la Voie lactée que se concentre l’extinction. Il faut donc associer des donnée proche-infrarouge, moins sensible à l’extinction, et utiliser une méthode statistique permettant d’obtenir des distances photométrique. Nous avons donc combiné l’astrométrie de la GDR2 Gaia avec de la photométrie dans l’infrarouge des catalogues 2MASS, UKIDSS et VVV, que nous avons analysés avec une méthode bayésienne d’analyse de champs de vue, FEDReD (Field Extinction - Distance Relation Deconvolver). Cet algorithme permet d’obtenir la relation entre l’extinction et la distance dans le champ de vue, mais aussi l’évolution de la densité d’étoile avec la distance. Nous avons appliqué FEDReD à l’ensemble du disque Galactique, ce qui nous a permis d’obtenir une carte en densité d’extinction. FEDReD peut tracer l’extinction et la densité stellaire sur une distance de 5 kpc pour les champs les plus denses, et jusqu’à 10 kpc pour les moins encombrés. À courte distance, FEDReD est à même de confirmer la présence et la forme de plusieurs structures d’extinction connues, comme la division du bras local, le nuage Vela, ou bien le bras spiral du scutum qui ont été détectés à l’aide d’autres méthodes. FEDReD améliore aussi la carte d’extinction à plus grandes distances en mettant en évidence le prolongement de certaines de ces structures, permettant in fine d’améliorer notre connaissance du disque galactique.

Summary :
We aim to study the structures of dust and stars of the Galactic disk thanks to large star surveys. With its second Data Release (GDR2), the Gaia satellite brings a huge number of parallaxes ; however, the parallax precision degrades with distance and with extinction. And it is in the galactic disc that the dust is most present. It is then mandatory to associate near-infrared photometry, less sensible to extinction, and use statistical method to infer photometric distances. We therefore combined GDR2 Gaia astrometry with the 2MASS, UKIDSS and VVV infrared photometric catalogues, which we analysed using a Bayesian field of view analysis, FEDReD (Field Extinction - Distance Relationship Deconvolver). This algorithm makes it possible to obtain the relationship between extinction and distance in a given field of view, and also estimates the stellar density with distance. Applying FEDReD to the entire Galactic disk, we obtained an extinction density map. FEDReD can trace extinction and stellar density to a distance of about 5 kpc for crowded fields, and up to 10 kpc for the least dense fields. At small distances, FEDReD is able to confirm the presence and shape of several known extinction structures, such as the split of the local arm, the Vela cloud, or the spiral arm of the scutum, which are all detected using other methods. In addition, FEDReD improves the extinction map at larger distances by highlighting the extension of some of the known structures, and in fine improves our understanding of the Milky Way disk.

Composition du jury
M. Réza SAMADI Astro Observatoire de Paris Directeur de these
Mme Magali DELEUIL Professeur des universités Laboratoire d’Astrophysique de Marseille Rapporteur du jury
Mme Suzanne AIGRAIN Professeur All Souls college Rapporteur du jury
M. Fábio DE OLIVEIRA FIALHO Professeur École Polytechnique de l’Université de Sao Paulo Directeur de these
Mme Marie-Christine ANGONIN Professeur des universités Observatoire de Paris Membre du jury
M. Eduardo JANOT PACHECO Full professor Institut d’Astronomie, de Géophysique et de Sciences Atmosphériques de l’Université de Sao Paulo Membre du jury
M. Frédéric BAUDIN Astronome Institut d’Astrophysique Spatiale Membre du jury
M. Alexandre SANTERNE Astronome adjoint Aix Marseille Université, CNRS, CNES, LAM.  Membre du jury

Résumé :
PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO) est une mission scientifique spatiale européenne dédiée à la sismologie stellaire et à la recherche d’exoplanètes, et dont le développement est coordonné par l’Agence Spatiale Européenne. Avec un intérêt majeur sur des planètes du type terrestre située dans la zone habitable des étoiles du type solaire de la séquence principale, cette mission repose sur de la photométrie de très haute précision et exige une très grande stabilité des mesures. Elle s’appuie sur des techniques bien éprouvées : la méthode de transits pour la détection des planètes, suivie de mesures de vitesses radiales réalisées au sol, et l’analyse des oscillations stellaires pour la caractérisation des leurs étoiles hôtes. Grace à son très large champ de vue couvrant plus de deux mille dégrées carrés du ciel, l’instrument PLATO sera capable d’observer plusieurs centaines de milliers d’étoiles de magnitude apparente inférieure à treize dans le visible, et de détecter des milliers de systèmes planétaires. Par ailleurs, en raison des contraintes télémétriques du satellite, l’extraction photométrique de la majorité des étoiles devra être effectuée à bord en s’appuyant sur des méthodes optimisées. Pour autant, la méthode d’extraction photométriques par masques a été adoptée pour sa faisabilité compte-tenu des contraintes à bord. Dans ce contexte, la problématique de développement des masques photométriques optimaux représente le cœur du travail de recherche présenté dans cette thèse. Dans les missions précédentes de la même catégorie de PLATO, à savoir CoRoT, Kepler et TESS, des masques photométriques ont été conçus selon une approche reposant uniquement sur la minimisation du rapport bruit sur signal, car la sensibilité à laquelle un transit planétaire peut être identifié, dans une courbe de lumière, est fortement corrélée à son niveau de bruit. En revanche, plus il est facile d’identifier une planète, en raison d’un niveau de bruit suffisamment faible, plus élevée est la probabilité que des objets en arrière-plan entrant dans la scène (par exemple des systèmes binaires reproduisant des vrais transits planétaires) soient détectés. Étant donné que la plupart des étoiles-cible de PLATO n’auront pas des images au sol pour l’identification des faux positifs, une conception de masques photométriques reposant uniquement sur la sensibilité de détection des vrais transits planétaires, sans faire suffisamment attention aux potentiels faux positifs, n’est donc pas forcément la meilleure stratégie. Pour vérifier cette hypothèse, deux métriques scientifiques ont été introduites nous permettant de quantifier directement la sensibilité d’un masque à la détection des vrais, d’une part, et de faux transits planétaires, d’autre part. Ainsi, le masque optimal a été défini comme étant celui qui donne le meilleur compromis entre ces deux métriques. Cette approche, originale à cette thèse, s’est avérée décisive pour la détermination d’un modèle de masque statistiquement capable de détecter des planètes de façon quasi-optimale, tout en étant substantiellement moins sensible aux faux positifs. Globalement, ces travaux constituent une étape importante dans la conception des chaînes de traitement des données bord et sol de la mission PLATO, ainsi que pour ses algorithmes de détection et de caractérisation des transits planétaires.

Summary :
PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO) is a European spatial scientific mission dedicated to asteroseismology and searching for exoplanets, and whose development is being carried out by the European Space Agency. With focus on Earth-like planets orbiting the habitable zone of main-sequence Sun-like stars, the mission relies on very high precision photometry and requires great stability of measurements. The mission is founded upon well-proven techniques : the transit method for detecting exoplanets, along with radial velocity follow-up from the ground, and the analysis of stellar oscillations for characterizing their host stars. Thanks to its very large field of view encompassing more than two thousand square degrees of the sky, the PLATO instrument will be able to observe several hundreds of thousands of stars with apparent magnitude lower than thirteen in the visible band, and thousands of planetary systems. In contrast, because of satellite telemetry constraints, photometry will have to be extracted in flight for most of the PLATO targets. For that, mask-based (aperture) photometry was adopted because of its sufficiently high performance and relatively low complexity for implementing on board. In this context, the development of optimal photometric apertures represents the core of the research work presented in this thesis. In the previous missions of the same category of PLATO (i.e. CoRoT, Kepler and TESS), photometric apertures were designed following an approach based uniquely on the minimization of the noise-to-signal ratio, because the sensitivity at which a planet transit can be found in a light curve is strongly correlated to its noise level. On the other hand, the higher the ease in identifying a transit-like signal because of a sufficiently low noise level, the higher the probability that background objects in the scene (e.g. binary systems reproducing legitimate planet transits) are detected. Since most of the PLATO targets will not have images available on ground for the identification of false positives, conceiving photometric masks based solely on how well a transit-like signal can be detected, paying no attention to potential false positives may not be the best strategy. To verify the consistence of this hypothesis, two science metrics were introduced allowing one to directly quantify the sensitivity of an aperture in detecting true and false planet transits. Then, the optimal aperture was defined as that which gives the best compromise between these two metrics. Such an approach, novel to this thesis, has been proven to be decisive for the determination of a mask model capable to provide near maximum planet yield and substantially reduced occurrence of false positives. Overall, this work constitutes an important step in the design of both on-board and on-ground science data processing pipelines of the PLATO mission.

Composition du jury
M. Benoit MOSSER PRCE Observatoire de Paris Directeur de these
M. Stéphane MAZOUFFRE Directeur de recherche CNRS Rapporteur du jury
Mme Christelle PITTET Ingénieur Centre National d’Études Spatiales Rapporteur du jury
M. Lesueur JéRôME Professeur ESPCI Membre du jury
M. Laurent DUSSEAU Professeur Université de Montpellier Membre du jury
Mme Käthe DANNENMAYER Ingénieur ESA Membre du jury

Résumé :
L’apparition du standard CubeSat a profondément modifié le domaine des nano/microsatellites, notamment en promouvant la standardisation, des développements plus courts et des lancements partagés. L’intérêt combiné des agences spatiales et des entreprises a permis une forte croissance des lancements de CubeSats depuis vingt ans. De nombreux « composants sur étagère » sont maintenant développés dans le respect de ce standard. Pourtant, les contraintes importantes résultant de ce format réduit en termes de masse, volume et puissance disponibles ont jusqu’à présent limité l’envoi de CubeSats aux orbites terrestres basses. Des progrès sont en cours pour ce qui concerne le contrôle orbital et doivent permettre d’offrir à ces satellites plus de flexibilité, et notamment ouvrir la porte à des missions plus exotiques telles que des missions interplanétaires. Cette thèse s’intéresse aux difficultés d’application de la philosophie des CubeSats au Système de Contrôle d’Attitude et d’Orbite (SCAO). L’utilisation de « composants sur étagère » pousse à considérer chaque sous-système indépendamment, pouvant conduire à des performances dégradées au niveau du satellite. En particulier, la distinction entre le système de contrôle d’attitude et celui d’orbite (SCA/GNC) cache des impacts mutuels non négligeables. Ce travail développe une analyse de haut niveau sur différents cas d’étude représentatifs des besoins identifiés tels que la désorbitation depuis une orbite basse, la sortie de l’orbite terrestre ou encore les opérations de proximité. Une analyse fonctionnelle met l’accent sur les connexions entre les différents sous-systèmes nécessaires à la réussite de ces manœuvres orbitales. Il en ressort que l’approche conventionnelle a tendance à considérer que le contrôle de la direction de poussée ne nécessite pas de sous-système dédié. Les indices de performance usuels des systèmes de propulsions sont quant à eux lacunaires. Ils mettent l’accent sur la masse de carburant au dépend de la masse sèche du système, et ils omettent la masse supplémentaire que représentent les besoins électriques et thermiques, conduisant parfois à des propositions infaisables au format CubeSat. L’impact des propulseurs sur le design du SCA est quantifié à travers le développement d’un environnement de simulation du SCAO. On y observe d’importantes augmentations de la durée des manœuvres et de la consommation de carburant, voire une perte du satellite. En conséquence, des propositions sont faites pour permettre la réalisation du contrôle orbital souhaité. La description classique des systèmes de propulsion est quant à elle revisitée afin de fournir un indice prenant en compte l’ensemble des effets liés à l’intégration de propulseurs.

Summary :
The domain of nano/microsatellites has been irreversibly modified by the apparition of the CubeSat standard. The exponential growth of CubeSat launches during the past 20 years, combined with the growing interest of private companies and space agencies has confirmed the sustainability of a new approach to space missions : standardization, short release cycle and shared launches. This standard has paved the way to the democratization of subsystems available as "commercial off-the-shelf" (COTS). However, because of the drastic constraints imposed by the standard in terms of mass, volume and power, most CubeSats to date were launched in Low Earth Orbit (LEO). Among the limitations that this class of satellites still faces is the orbit control. It is expected to allow more flexibility to LEO missions and pave the way to interplanetary trajectories. This thesis aims to highlight the remaining discrepancies between the CubeSat philosophy and the complexity of the Attitude and Orbit Control System (AOCS), and tackle some of them. Current "commercial off-the-shelf" (COTS) approach tends to consider each subsystem individually, making it difficult to ensure performances at system level. For our concern, the distinction between the attitude control and the orbit control (ADCS/GNC) hides inherent mutual impacts. This work proposes a high-level approach based on identified representative cases, such as deorbiting from LEO, escaping Earth orbit or proximity operations. Thanks to a functional analysis, the fundamental links between the required subsystems for a successful orbital maneuver are emphasized. We show that the conventional approach tends to neglect the attitude control required to ensure the expected pointing during the maneuver, usually considered to be within the limits of the non-dedicated ADCS. Classical performance indexes for propulsion systems are proved to be deficient, for instance focusing on the propellant mass at the expense of the dry mass of the system. They also omit the effects of the power and thermal requirements in terms of added mass, which sometimes result in unrealistic solutions at the CubeSat scale. The thrusters’ impact on the design of the ADCS is quantified through the development of an AOCS simulation environment. Important increases in maneuver duration and propellant consumption, even mission loss, are observed. As a results, we propose solutions to ensure the success of expected orbital maneuvers. COTS propulsion systems’ classical description is revisited with an enhanced system performance index, taking into account the multiple implications of a thruster integration.

Composition du jury
M. Wim VAN DRIEL Astronome GEPI, Observatoire de Paris - PSL Directeur de these
M. Jan BOONSTRA Directeur de recherche ASTRON Rapporteur du jury
M. Lister STAVELEY-SMITH Professeur des universités ICRAR, University of Western Australia Rapporteur du jury
Mme Françoise COMBES Astronome LERMA, Observatoire de Paris - PSL Membre du jury
Mme Hélène COURTOIS Professeur des universités Université de Lyon Membre du jury
M. Jean-Michel MARTIN Astronome adjoint GEPI, Observatoire de Paris - PSL Membre du jury

Résumé :
Résumé :
La nouvelle génération de radiotélescopes couplée avec les outils de numérisation à haute performance offrent des opportunités sans précédent en matière d’étude de l’environnement galactique et extragalactique. L’énorme quantité de données produites pose un certain nombre de défis, parmi lesquels : enregistrer des flux de données à très haut débit, en stocker temporairement des quantités considérables, adapter les logiciels à un traitement de masse, et fournir aux chercheurs des outils pratiques d’analyse. J’ai écrit cette thèse autour de deux thèmes. Premièrement la gestion des interférences électromagnétiques, et deuxièmement la mise au point de méthodes de détection automatique en aveugle de raies spectrales. Les algorithmes que je décris ont été développé à partir d’observations effectuées au radiotélescope décimétrique de Nanccay et enregistrées avec le spectromètre à large bande et haute fréquence d’échantillonnage WIBAR. Contrairement à l’analyse spectrale classique, ces algorithmes traitent les séries temporelles de densité de flux. Dans le but d’éliminer les interférences électromagnétiques et de détecter automatiquement des raies spectrales, j’ai choisi d’appliquer à ces séries temporelles des procédés issus des statistiques robustes, à savoir des paramètres de position, d’échelle, et de régression non linéaire qui sont insensibles aux données aberrantes. Dans la première partie, je présente les bases de la statistique appliquée à la radioastronomie, et plus spécifiquement des statistiques robustes appliquées à ce projet. Je décris les propriétés de différents paramètres de position, d’échelle et de régression, et en discute les avantages et inconvénients. Dans la seconde partie, après avoir présenté les caractéristiques du spectromètre WIBAR, j’expose les paradigmes et choix fondamentaux qui m’ont guidé dans le développement à cet effet du logiciel RObust Elusive Line detection (ROBEL). Dans la troisième partie, je présente et discute les résultats d’une part d’observations de radiosources effectuées avec WIBAR et traitées par ROBEL, d’autre part de la détection et de l’élimination de différents types d’interférences électromagnétiques. Je conclus en présentant les perspectives de développement, en particulier l’adaptation de tels procédés aux interféromètres dans le cadre de SKA.

Summary :
The advent of a new generation of radio telescopes coupled with digital processing hardware have provided tremendous new opportunities for extensive studies of the Galactic and extra galactic environment. In parallel, the nowadays huge amount of data produced has generated specific challenges. Among others : to secure high-speed data capture, to temporarily store huge quantities of raw data, to upgrade processing to this new data profile, and to provide researchers practical tools of analysis. In this thesis I have focused on two issues. Firstly the mitigation of radio frequency interference (RFI), and secondly practical methods for automated blind detection of spectral lines. The algorithms I present have been developed using observational data from the decimetric 100m-class single-dish Nanccay Radio Telescope (France) acquired with the WIBAR broadband and high sampling rate spectrometer. Contrary to classical spectral data analysis, The algorithms I have developed take into account time-series of flux-density. In order to excise RFI and detect spectral lines, I chose to apply robust statistics to these time-series, i.e., estimators of location and scale as well as regression which are immune to statistical outliers. In the first part, I lay down the basics of robust statistics applied to radio astronomy, used for this project : after having recalled basics of classical statistics in the context of radio astronomy, I discuss the pros and cons of several robust estimators of location and scale, followed by an evaluation of options for robust regression pertaining to the aims of this project. In the second part, I first describe the technical properties of the WIBAR broadband receiver, and then the fundamental assumptions and choices I have made to setup the architecture of the RObust Elusive Line detection (ROBEL) post-processing software I have developed for this matter. In the third part, I present results first from observations of different sources with WIBAR, and second related to RFI mitigation. After having discussed current issues, I conclude with possible future developments in interferometry in the SKA context.

Composition du jury

M. Bruno BEZARD DR1 LESIA Directeur de these
Mme Sandrine VINATIER Chargé de recherche LESIA CoDirecteur de these
Mme Véronique VUITTON Chargé de recherche IPAG Rapporteur du jury
M. Cyril CREVOISIER Chargé de recherche LMD Rapporteur du jury
M. Sébastien LEBONNOIS Directeur de recherche LMD Membre du jury
M. Pascal RANNOU Professeur des universités GSMA Membre du jury
M. Alain VIENNE Professeur Observatoire de Lille/Observatoire de Paris Membre du jury

Résumé :

Cette thèse présente mes travaux sur l’étude des changements saisonniers dans la moyenne atmosphère de Titan à partir des données du spectromètre infrarouge CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) à bord de la sonde Cassini (fin de mission en septembre 2017). Pendant mes trois ans de thèse, je me suis concentré sur les changements saisonniers des profils verticaux de température et d’abondance des composés photochimiques présents dans l’atmosphère de Titan, à toutes les latitudes, pour des altitudes sondées entre 100 et 550 km, et allant du milieu de l’hiver nord jusqu’au début de l’été nord. L’étude de ces profils verticaux permet de contraindre la dynamique et la chimie atmosphérique. Les données analysées durant la thèse proviennent du spectromètre infrarouge à transformée de Fourier CIRS, entre 590 et 1500 cm-1. Dans cette plage spectrale, les spectres infrarouges présentent les bandes de ro-vibration des composés photochimiques : CH4, C2H2, C2H4, C2H6, CH3C2H, C3H8, C4H2, C6H6, CO2, HCN et HC3N. L’intensité des bandes de ro-vibration d’un composé photochimique dépend à la fois de la température de l’atmosphère et de l’abondance du composé photochimique. Cette double dépendance induit donc une incertitude sur les profils verticaux de températures et d’abondances retrouvés. En supposant que le profil vertical du méthane est constant en latitude et égal à celui mesuré in situ par l’instrument GCMS de la sonde Huygens, nous déterminons dans un premier temps le profil de température à partir de la bande ν4 du méthane centrée à 1305 cm-1. Puis nous déterminons les profils d’abondance des composés photochimiques avec le profil de température déterminé précédemment. Les données analysées ont une géométrie dite au limbe : le spectre infrarouge sonde principalement une couche de l’atmosphère dont l’altitude est la distance minimale de la ligne de visée à la surface. Cette géométrie au limbe permet un échantillonnage vertical des profils d’environ 10 à 40 km (dépendant de la distance entre la sonde et Titan) entre 100 et 550 km d’altitude. La détermination de ces différents profils est effectuée avec un code de transfert radiatif raie-par-raie, modélisant des spectres infrarouges à différentes altitudes, couplé à une méthode d’inversion linéaire contrainte, qui modifie itérativement soit le profil de température soit le profil d’abondance afin de réduire l’écart entre le spectre observé et le spectre modélisé. Pour contraindre au mieux les changements saisonniers de la moyenne atmosphère de Titan, j’ai analysé 56 jeux de données sur les 127 survols effectués par la sonde Cassini. Sont tout d’abord présentés les résultats au niveau des pôles qui montrent d’importantes variations saisonnières en termes de température et d’abondances. Ces variations sont dues à la présence du vortex polaire qui se forme durant l’hiver et qui s’évanouit au printemps. Je montre ensuite les résultats au niveau de l’équateur et des moyennes latitudes qui présentent de faibles variations saisonnières. Ces profils verticaux sont peu impactés par la dynamique atmosphérique, et sont donc comparables aux modèles photochimiques à une dimension qui ne prennent pas en compte la circulation atmosphérique. Enfin, une dernière partie traite des variations des rapports isotopiques 12C/13C et 14N/15N dans HCN en utilisant les résultats précédents de températures et d’abondances.

Summary :
This thesis presents my work on the study of seasonal changes in the middle atmosphere of Titan using data from the infrared spectrometer CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) aboard the Cassini spacecraft (end of mission in September 2017). During my three years of Ph.D., I focused my study on seasonal changes of the vertical profiles of temperature and abundance of photochemical compounds in Titan’s middle atmosphere, at all latitudes, between 100 and 550 km altitude, and from the middle of the northern winter to the early northern summer. The study of these vertical profiles allows us to constrain the atmospheric dynamics and chemistry. I analyzed data from the Fourier-transform infrared spectrometer CIRS, and I focused my study on infrared spectra between 590 and 1500 cm-1. In this spectral range, infrared spectra show ro-vibrational bands of photochemical compounds : CH4, C2H2, C2H4, C2H6, CH3C2H, C3H8, C4H2, C6H6, CO2, HCN and HC3N. The intensity of the ro-vibrational bands of a molecule depends both on temperature and abundance of the compound. This double dependency leads to some uncertainty on the thermal and abundance vertical profiles retrieved. Assuming that methane (CH4) abundance profile is constant with latitude and using that measured in situ by the GCMS instrument aboard the Huygens probe, we determine the temperature vertical profile from the ν4 band of methane centered at 1305 cm-1. Then we determine the abundance profiles of photochemical compounds using the temperature vertical profile retrieved previously. The data we used have a limb geometry : the infrared spectrum mostly probes an atmospheric layer at an altitude equal to that of the line-of-sight above the surface. This limb geometry yields a vertical resolution around 10 to 40 km (depending on the distance between the spacecraft and Titan) between 100 and 550 km altitude. I used a line-by-line radiative transfer code, modeling infrared spectra at different altitudes, coupled to a constrained linear inversion method that adjusts either the temperature profile or abundance profile in order to reduce the discrepancy between the observed spectrum and the modeled spectrum. To constrain the seasonal changes in the middle atmosphere of Titan, I have analyzed 56 datasets over the 127 flybys performed by the Cassini spacecraft. I first present and discuss results at the polar regions which present strong seasonal changes of temperature and abundances. These changes are due to the existence of a polar vortex that forms during the winter and vanishes during the spring. I then discuss results in equatorial and mid-latitude regions which present weak seasonal changes. These vertical profiles of temperature and abundances are less affected by the atmospheric dynamics, and they can be compared with one-dimensional photochemical models that do not account for the atmospheric circulation. The last part deals with the seasonal changes of 12C/13C and 14N/15N isotopic ratios in HCN, using prior results of temperature and abundances.

Composition du jury
M. Jacques LASKAR Directeur de recherche Observatoire de Paris Directeur de these
M. Alessandro MORBIDELLI Directeur de recherche Observatoire de la Cote d’Azur Rapporteur du jury
M. Konstantin BATYGIN Associate professor California Institute of Technology Rapporteur du jury
Mme Françoise ROQUES Astronome Observatoire de Paris (LESIA) Membre du jury
M. Anders JOHANSEN Professor Lund Observatory Membre du jury
M. Gewnaël BOUÉ Maître de conférences Sorbonne Universités (IMCCE) CoDirecteur de thèse

Résumé :

L’architecture des systèmes planétaires nous renseigne sur leur formation et de leur histoire. De plus, le grand nombre de découvertes récentes et futures d’exoplanètes permet d’étudier la population de systèmes exoplanétaires. Cependant, l’organisation des systèmes planétaires est fortement affectée par la stabilité dynamique, ce qui rend les études particulièrement difficiles. Étant donné que la dynamique est chaotique, une analyse détaillée entraîne de long temps de calculs. Dans cette thèse, je développe des critères analytiques de stabilité pour la dynamique des planètes. Dans le système séculaire, la conservation du moment cinétique et des demi-grand axes impliquent la conservation du déficit en moment cinétique (AMD). L’AMD est une mesure pondérée des excentricités et des inclinaisons mutuelles d’un système et agit comme une température dynamique. Dans le premier chapitre, nous définissons le concept de d’AMD-stabilité. Le critère d’AMD-stabilité permet de faire la distinction entre les systèmes planétaires a priori stables et les systèmes pour lesquels la stabilité n’est pas garantie et nécessite plus d’études. Je montre que l’AMD-stabilité peut être utilisée pour établir une classification des systèmes multiplanétaires afin de différencier les systèmes stables à long terme et ceux qui sont AMD-instables, nécessitant alors une étude dynamique supplémentaire. Nous classons 131 systèmes multiplanétaires de la base de données exoplanet.eu ayant des éléments orbitaux suffisamment connus. Bien que le critère AMD soit rigoureux, la conservation de l’AMD n’est garantie qu’en l’absence de résonances en moyen mouvement (MMR). Si les îles des MMR se chevauchent, le système devient chaotique et instable. Dans le deuxième chapitre, nous élargissons le critère de stabilité AMD pour prendre en compte le recouvrement de MMR du premier ordre. Je déduis analytiquement un nouveau critère qui unifie ceux précédemment proposés dans la littérature et admet comme cas limite les critères obtenus pour les orbites initialement circulaires et excentriques. Dans le troisième chapitre, j’explique comment la stabilité de Hill peut être comprise via la notion d’AMD. Largement utilisée, la stabilité de Hill est un critère de stabilité topologique pour le système à trois corps. Cependant, la plupart des études utilisent uniquement l’approximation pour des orbites coplanaire et circulaire. Je montre que le critère général de Hill peut être exprimé en fonction des seuls demi-grand axes, des masses et de l’AMD total du système. Le critère proposé n’est développé que dans le rapport de masse des planètes à l’étoile et non dans les éléments orbitaux. Lors de l’étude d’un système AMD-instable, le recours aux simulations numériques est nécessaire. Cependant, les grand temps d’évolution dans la dynamique planétaire rendent nécessaire l’utilisation de méthodes symplectiques. Ces méthodes permettent une intégration très précise et rapide lorsqu’un système est stable. Leur inconvénient est qu’elles sont limités à une intégration à pas de temps fixe, i.e. l’intégrateur peut ne pas résoudre les rencontres proches et devient inexact. Dans le quatrième chapitre, je propose une renormalisation du temps qui permet d’utiliser un intégrateur symplectique d’ordre élevé avec un pas de temps adaptatif aux rencontres proches. L’algorithme est bien adapté aux systèmes de masses de planètes similaires. Dans le dernier chapitre, je revisite le modèle-jouet de formation planétaire de J. Laskar. Tandis que l’AMD est conservé par la dynamique séculaire, il diminue lors des collisions planétaires. Le modèle de Laskar peut être résolu de manière analytique pour obtenir le résultat moyen et les simulations numériques sont très rapides, ce qui permet de créer une grande population de systèmes. Je montre que ce modèle de formation est en bon accord avec les simulations réalistes récentes de formation, dans lesquelles l’architecture finale résulte d’une phase d’impacts géants.

Summary :
The architecture of a planetary systems is a signpost of their formation and history. Moreover, the large number of recent and future exoplanets discoveries allows to study the exoplanet system population. Besides, the observations of exoplanet systems has enriched the diversity of planetary system architecture, revealing that the Solar System shape is far from being the norm. However, the organization of planetary systems is heavily affected by dynamical stability, making individual studies particularly challenging. Since planets dynamics are chaotic, a detailed stability analysis study is computationally expensive. In this thesis, I develop analytic stability criteria for planet dynamics. In the secular system, the conservation of the total angular momentum and semi-major axes imply the conservation of the Angular Momentum Deficit (AMD). The AMD is a measure of a system’s eccentricities and mutual inclinations and act as a dynamical temperature of the system. Based on this consideration, we make the simplifying assumption that the dynamics can be replaced by AMD exchanges between the planets. In the first chapter we define the concept of AMD-stability. The AMD-stability criterion allows to discriminate between a priori stable planetary systems and systems for which the stability is not granted and needs further investigations. We show how AMD-stability can be used to establish a classification of the multiplanet systems in order to exhibit the planetary systems that are long-term stable because they are AMD-stable, and those that are AMD-unstable which then require some additional dynamical studies to conclude on their stability. We classify 131 multiplanet systems from the exoplanet.eu database with sufficiently well-known orbital elements. While the AMD criterion is rigorous, AMD conservation is only granted in absence of mean-motion resonances (MMR). If the MMR islands overlap, the system experiences chaos leading to instability. In the second chapter, we extend the AMD-stability criterion to take into account the overlap of first-order MMR. I derive analytically a new overlap criterion for first-order MMR. This stability criterion unifies the previous criteria proposed in the literature and admits the criteria obtained for initially circular and eccentric orbits as limit cases. In the third chapter I explain how the Hill stability can be understood in the AMD framework. Widely used, the Hill stability is a topological stability criterion for the three body system. However, most studies only use the coplanar and circular orbit approximation. We show that the general Hill stability criterion can be expressed as a function of only semi-major axes, masses, and total AMD of the system. The proposed criterion is only expanded in the planets-to-star mass ratio and not in the orbital elements. When studying AMD-unstable system, numerical simulations are mandatory. However the long timescales in planet dynamics make necessary the use of symplectic methods. These methods provide very accurate and fast integration when a system is stable. Their downside is that they are limited to fixed time-step integration. For unstable systems, the integrator may fail to resolve a close encounter and become inaccurate. In the fourth chapter, I propose a time renormalization that allow to use high order symplectic integrator with adaptive time-step at close encounter. The algorithm is well-adapted to systems of few similar masses planets. In the final chapter, I revisit the planet formation toy model developed by J. Laskar. While the AMD is conserved in the secular dynamics, it decreases during planets collisions. Laskar’s model can be solved analytically for the average outcome and numerical simulations are very quick allowing to build large system population. I show that this formation model is in good agreement with recent realistic planet formation simulations where the final architecture results from a giant impact phase.

Composition du jury
Mme Françoise COMBES-BOTTARO Astronome Observatoire de Paris Directeur de these
M. Didier FRAIX-BURNET Chargé de recherche Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG) Rapporteur du jury
Mme Daniela BETTONI Astronome chercheur INAF - Osservatorio Astronomico di Padova Rapporteur du jury
Mme Almudena ALONSO-HERRERO Astronome ESAC - European Space Astronomy Center Membre du jury
M. Matthew David LEHNERT Chercheur IAP - Institut d’Astrophysique de Paris Membre du jury
Mme Hélène SOL Directeur de recherche Observatoire de Paris Membre du jury

Résumé :
L’alimentation des trous noirs super-massifs au centre des galaxies et la rétroaction ultérieure lorsque le noyau est devenu actif, sont parmi les processus clés pour comprendre la croissance concertée des galaxies et des trous noirs. L’objectif de ce travail de thèse est l’étude du phénomène de l’alimentation et de la rétroaction des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG) à travers la cinématique et la morphologie du gaz à l’intérieur du kpc central, qui ont récemment été possibles grâce à la résolution spatiale et la sensibilité sans précédent du télescope ALMA ( 0.1’’). La découverte de nombreuses éjections moléculaires massives au cours des dernières années a contribué à restreindre les mécanismes de rétroaction NAG. Cependant, il est toujours difficile de distinguer l’origine de ces éjections, soit par les NAG ou par les starbursts. Comme il n’y a que quelques NAG observés avec une haute résolution spatiale, nous proposons de sélectionner une large gamme des NAG proches (Seyferts, LINERs, galaxies radio) et effectuer une analyse multi-longueur d’onde sur les empreintes du gaz moléculaire et/ou atomique.

Summary :
The fuelling of super-massive black holes at the centre of galaxies and the subsequent feedback when the nucleus has become active, are among the key processes to understand the concerted growth of galaxies and black holes. The goal of this PhD work is to probe AGN feeding and feedback phenomena through the kinematic and morphology of the gas inside the central kpc, which have recently been possible due to the unprecedented ALMA spatial resolution ( 0.1’’) and sensitivity. The discovery of many massive molecular outflows in the last few years has given support to constrain AGN feedback mechanisms. However, it is still difficult to distinguish the origin of the outflows, whether they are AGN-driven or starburst-driven. Since there are only a few AGN observed with high spatial resolution, we propose to select a large range of nearby AGN (Seyferts, LINERs, radio galaxies) and perform a multi-wavelength analysis of the molecular and/or atomic gas footprints.

Composition du jury
M. Jacques LE BOURLOT Université Paris Diderot Directeur de thèse
Mme Véronique BUAT Université Aix Marseille Rapporteur
M. Jonathan BRAINE LABORATOIRE D’ASTROPHYSIQUE DE BORDEAUX Rapporteur
Mme Anne-laure MELCHIOR Observatoire de Paris Co-directeur de thèse
Mme Nathalie BROUILLET Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux Examinateur
M. Laurent PAGANI Observatoire de Paris Examinateur

Résumé :
La galaxie M31 présente une morphologie atypique pour une galaxie spirale avec sa structure en deux anneaux (un anneau intérieur, excentré à 1 kpc et un anneau extérieur à 10 kpc) dans lesquels on trouve la majorité de la masse gazeuse de la galaxie. Avec une région circumnucléaire spécialement peu dense en gaz et dont la formation d’étoile est particulièrement passive, il semble que le réservoir de gaz du noyau d’Andromède soit épuisé. Les raisons derrière cette absence de gaz sont encore ouvertes à la discussion, entre autre on propose l’e-et des rétroactions stellaires suite à des pics de formation d’étoiles récentes, une chute du gaz dans le trou noir central ou encore une collision avec la galaxie M32 qui aurait redistribué le gaz dans les anneaux de M31. Cette thèse se propose d’explorer la densité de gaz dans les 165 pc centraux de M31 à l’aide de données interférométriques. Nous avons produit un catalogue de 12 nuages moléculaires et, en nous appuyant sur des données GALEX, SDSS, 2MASS et SPITZER, nous avons la distribution d’énergie spectrale. Cette dernière est compatible avec un modèle SED combinant une contribution significative d’étoiles âgées de 8 Gyr et une contribution plus modeste d’étoiles de 200 Myr. L’étude des PAH dans la zone d’influence du trou noir est compatible avec l’existence d’un récent pic de formation d’étoiles. Nous proposons une nouvelle carte de la densité de surface de formation d’étoiles dans le noyau de M31. Nos travaux confirment la faible densité de gaz et de formation d’étoiles dans la région, nous estimons la masse de gaz totale à (8:4 ± 0:4) × 10^4M_⊙ et posons une borne supérieure égale à 1:2 × 10^−3M_⊙yr^−1kpc^−2 pour la densité de surface de formation d’étoiles.

Summary :
The galaxy M31 shows an atypical morphology for a spiral galaxy, with its two rings structure (the eccentric 1 kpc inner ring and the outer 10 kpc ring) which contains most of the gaz mass of the galaxy. Its circum-nuclear region is especially empty and star formation seems absent, leading us to expect Andromeda’s nucleus gaz reservoir to be depleted. Explanations for this phenomenon are still up for debate. The main hypothesis include stellar feedback triggered by a recent starburst, gaz infall in the black hole or a head-on collision with M32 which could have redistributed the gaz in M31 rings. In this thesis, we use interferometric data to explore the gaz density within the central 165 pc of M31. We produce a 12 molecular clouds catalog and rely on GALEX, SDSS, 2MASS and SPITZER data to study the spectral energy distribution. It showed to be consistent with a combination of SED models with a strong contribution of a 8 Gyr old stellar population and a modest contribution of 200 Myr old stellar population. The study of the PAH in the black hole sphere of influence is compatible with the existence of a recent starburst. We create a new SFR map for M31 nucleus. Our work confirms the low density of molecular gaz and star formation in the circum-nuclear region. We estimate the total gas mass (8:4 ± 0:4) × 10^4M_⊙ and set an upper limit for the surface density SFR 1:2 × 10^−3M_⊙yr^−1kpc^−2.

Composition du jury
M. Jean-Eudes ARLOT Astronome Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Octavian CUREA Associate professor ESTIA, Rapporteur du jury
M. Valery LAINEY Astronome adjoint IMCCE / Jet Propulsion Laboratory (Pasadena CA. USA) CoDirecteur de these
M. Paolo TANGA Astronome Observatoire de la Côte d’Azur - Membre du jury
Mme Françoise ROQUES Astronome Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Olivier MAURICE Ingénieur de recherche ArianeGroup Rapporteur du jury

Résumé :

Les sondes spatiales sont actuellement guidées en majorité par le réseau de radiotélescopes du Deep Space Network (DSN). Seule l’attitude (orientation) de la sonde peut être déterminée de manière autonome grâce à la visée d’étoiles. Le nombre croissant de sondes spatiales, l’utilisation de moteurs ioniques impliquant l’abandon des trajectoires balistiques, vont augmenter la pression sur les réseaux de suivi du DSN. La navigation totalement autonome d’une sonde va devenir essentielle. Une sonde doit savoir « faire le point » comme un navire en mer, à la différence fondamentale près, que l’on ne se place plus sur une surface, mais dans un espace a trois dimensions (quatre si on inclut le temps). Les expériences menées jusqu’à présent se sont limitées à une autonomie des sondes lors de leur arrivée dans l’environnement d’une planète : la cartographie embarquée de la planète permet à la sonde de se situer dans l’espace proche de la planète. Quelques missions automatiques ont permis l’exploration d’astéroïdes, d’approcher des comètes, ou encore de photographier la Lune. Mais le problème reste entier pour une sonde éloignée pour laquelle on ne peut pas conserver un contact permanent. Le travail réalisé dans cette thèse a été d’examiner les possibilités pour une sonde de connaître sa position indépendamment de toute aide du sol à différentes étapes d’une mission. Pour la localisation autonome, il est indispensable de bien repérer les corps mobiles du système solaire, et d’en évaluer leur magnitude. Leur utilisation et leur sélection en cours de mission va dépendre de la précision de leurs éphémérides respectives qui va influer sur la précision de localisation de la sonde. Les contraintes dues aux matériels d’observation embarqués ont dû être pris en compte, plus particulièrement pour le système d’observation qui est au cœur du système. Les méthodes à utiliser doivent être efficaces dans le cas de positionnements successifs sur une trajectoire estimée en phase voyage. C’est pourquoi, à partir d’une position a priori connue, j’ai convergé vers une méthode probabiliste de localisation.

Summary :
Spacecrafts are nowadays mainly guided by Deep Space Network (DSN) radio telescopes. Stellar sensors can only provide the attitude (orientation) of the probe. The increasing number of spacecrafts, the use of ion thrusters involving the abandonment of ballistic trajectories, will raise the load on DSN tracking arrays. Totally autonomous navigation is becoming essential. A probe must be able to « take a bearing », like a ship at sea, except that the environment is a three-dimensionnal space (four, with time). So far, spacecrafts have experimented autonomous navigation only while approaching a planet, using onboard mapping. A few automated space missions have allowed to explore asteroids, to get close to comets or to photography the Moon. But the issue remains unresolved in the case of a remote probe for which permanent contact can’t be kept. The aim of my research works was to investigate the possibilities for a spacecraft to know its position at different stages of the mission without any information from the ground. It is essential for autonomous localization to properly identify solar system mobile bodies and evaluate their magnitude. During mission, the choice and use of an object will depend on the accuracy of its ephemerides. Moreover, constraints due to on-board equipment have to be taken into consideration. In the case of successive positionning on an estimated trajectory during cruise travel, effective means must be used. Therefore, I have chosen a probabilistic method of localization from an a priori known position.

Matthieu Berthomier
Dominique Fontaine
Vincent Génot
Denis Grodent
Philippe Louarn
Aurélie Marchaudon
Fabrice Mottez

Résumé :

Mes travaux de recherche passés ont porté sur l’étude comparée des magnétosphères planétaires, de leurs rayonnements auroraux et des plasmas spatiaux associés. J’ai principalement travaillé à partir d’observations de sondes spatiales et de télescopes terrestres, notamment radio et UV, avec une progression thématique kronocentrique. L’exploration orbitale de Saturne par Cassini (2004-2017), complétée par des observations du télescope spatial Hubble, a motivé (i) mes travaux initiaux sur la magnétosphère de Saturne. J’ai ainsi caractérisé les propriétés à grande échelle du rayonnement auroral kilométrique (spectre, sources, diagramme d’émission, polarisation) pour sonder les processus auroraux (accélération, rayonnement) et la dynamique magnétosphérique (contrôle du vent solaire, modulation rotationnelle). J’ai ensuite analysé les traversées des sources radio aurorales par Cassini pour valider in situ l’Instabilité Maser Cyclotron comme mécanisme d’émission commun avec la Terre, à vocation universelle. J’ai aussi étudié les aurores à d’autres longueurs d’onde pour cartographier les régions magnétosphériques actives et dresser un bilan d’énergie précipitée/dissipée. C’est de ce point de départ que j’ai réabordé (ii) le cas des magnétosphères plus proches de la Terre et de Jupiter à l’aide d’observations radio passées (Cassini, Voyager) et en cours (Réseau Décamétrique de Nançay) avec des résultats inattendus. J’ai découvert la modulation diurne du rayonnement kilométrique terrestre, d’origine toujours débattue. A Jupiter, je me suis intéressé aux interactions magnétosphère/vent solaire et planète/satellites avec l’orbiteur polaire Juno (arrivé en 2016) en perspective. Plus loin dans l’héliosphère, (iii) j’ai étudié Uranus (et Neptune) grâce à une approche prédictive nouvelle qui m’a permis de re-détecter les aurores UV d’Uranus avec Hubble et de sonder sa magnétosphère asymétrique dans une configuration inédite proche de l’équinoxe. Plus récemment, je me suis tourné naturellement vers (iv) la recherche de rayonnements auroraux extrasolaires d’exoplanètes et d’objets plus massifs à l’aide de radiotélescopes au sol de grande taille (LOFAR, NenuFAR, NRT). Ces travaux ont vocation à s’enrichir de l’exploration à venir de Mercure avec Bepi-Colombo, de Ganymède avec JUICE puis d’Uranus ou Neptune avec plusieurs projets de mission orbitales dans lesquels je me suis beaucoup investi. Au sol, le Square Kilometer Array (SKA) permettra prochainement d’observer les magnétosphères extrasolaires lointaines, avec une sensibilité et une couverture spectrale inégalée.

Summary :
My past research work has been dealing with planetary magnetospheres, auroral radiations and associated space plasmas in a comparative framework. I mainly worked from space- or Earth-based observations, especially at radio and UV wavelengths, with a kronocentric thematic progression. The orbital exploration of Saturn by Cassini (2004-2017), supported by observations from the Hubble Space Telescope (HST), has driven (i) my original work on the magnetosphere of Saturn. I have characterized the macroscopic properties of the Saturnian Kilometric Radiation (SKR), such as its spectrum, sources, beaming and polarization to probe auroral processes (acceleration, radiation) and the magnetospheric dyanmics (solar wind control, rotational modulation). I have then analyzed the crossings of SKR sources by Cassini to validate in situ the Maser Cyclotron Instability as the emission mechanism operating at another planet than the Earth. I have also studied the aurorae at other wavelengths to map the active magnetospheric regions and to assess the auroral energy budget. From this starting point, I then turned back to (ii) the closer magnetospheres of the Earth and Jupiter thanks to past (Cassini, Voyager) or ongoing radio observations (Nançay Decameter Array) with unexpected results. I have discovered the rotational modulation of the terrestrial kilometric radiation, whose origin is debated. At Jupiter, I investigated solar wind/magnetosphere and planet/satellites interactions with the Juno polar orbiter (arrived in 2016) in perspective. Farther in the heliosphere, I have studied (iii) Uranus (and Neptune) with a novel predictive approach which yielded the redetection of the Uranian UV aurora with HST and provided in turn the first clues on its asymmetric magnetosphere near equinox. Most recently, I naturally turned to (iv) the search for extrasolar radio emissions from exoplanets and more massive objects with large, sensitive, radiotelescopes (LOFAR, NenuFAR, NRT). This work will be enriched with the upcoming exploration of Mercury with Bepi-Colombo, of Ganymede with JUICE and of Uranus or Neptune with several mission concepts that I contributed to. On the ground, the Square Kilometer Array (SKA) will observe extrasolar magnetospheres at unprecedented sensitivity.

Président : Mme Ana Gomez, Observatoire de Paris
Rapporteur : Mme Vanessa Hill, Observatoire de la Côte d’Azur
Rapporteur : M. Alessio Mucciarelli, Université de Bologne
Rapporteur : M. Nikos Prantzos, Institut d’Astrophysique de Paris
Examinateur : M. Piercarlo Bonifacio, Observatoire de Paris
Examinateur : M. Pierre Kervella, Observatoire de Paris

Résumé :
La formation et l’évolution des galaxies est l’un des sujets majeurs de l’astrophysique contemporaine. Le paradigme cosmologique actuel indique que la Voie Lactée s’est formée par accrétion d’un grand nombre de sous-halos, un scénario supporté à la fois par les observations (e.g., par la présence de courants stellaires dans le halo) et par les simulations numériques cosmologiques où de telles fusions sont omniprésentes. Cependant les détails de ce scénario sont encore inconnus. Ma recherche concerne l’archéologie du Groupe Local et met l’accent sur deux aspects complementaires : la distribution des abondances dans le disque de la Voie Lactée, et la composition chimique des étoiles dans les galaxies résolues en étoiles du Groupe Local. Après avoir décrit les efforts en cours pour améliorer l’analyse spectroscopique des Céphéides et la détermination de leur composition chimique, j’expliquerai pourquoi les Céphéides se démarquent parmi les autres traceurs des gradients d’abondances Galactiques, lesquels permettent de contraindre les modèles d’évolution chémo-dynamique de la Voie Lactée. En utilisant des techniques similaires, j’ai déterminé la composition chimique détaillée de grands échantillons d’étoiles géantes rouges dans les galaxies naines sphéroïdales du Groupe Local Carina et Fornax. Déterminer les caractéristiques de leurs populations stellaires nous permet non seulement de contraindre les mécanismes internes et externes qui gouvernent la formation et l’évolution des galaxies, mais aussi, en les comparant à celles du halo de la Voie Lactée, à retracer les différents épisodes d’accrétion auxquels notre Galaxie a été exposée.

Summary :

Formation and evolution of galaxies is one of the major topics of modern astrophysics. The current cosmological paradigm indicates that the Milky Way formed by accreting a large number of sub-halos, a scenario supported both by observations (e.g., by the presence of stellar streams in the halo) and by numerical cosmological simulations where such merger events are ubiquitous. However the details of this scenario are still unknown. My research deals with the archaeology of the Local Group, focussing on two complementary aspects : the distribution of abundances in the Milky Way disk, and the chemical composition of stars in resolved Local Group galaxies. After describing the ongoing efforts to improve the spectroscopic analysis of Cepheids and the determination of their chemical composition, I will explain why Cepheids stand out among other tracers of Galactic abundance gradients, which provide important constraints for the chemo-dynamical evolutionary models of the Milky Way. Using similar techniques, I have derived the detailed chemical composition of large samples of red giant branch stars in the Local Group dwarf spheroidal galaxies Carina and Fornax. Determining the characteristics of their stellar populations not only allows us to constrain the internal and external mechanisms driving the formation and evolution of galaxies, but also, by comparing them to the Milky Way halo, to trace the different accretion episodes our Galaxy experienced.

Jacques Le Bourlot (Président du jury)
Catherine Dougados (Rapporteure)
Jürgen Knödlseder (Rapporteur)
Gérard Massacrier (Rapporteur)
Alessandra Bennuzzi-Mounaix (Examinatrice)
Catherine Cherfils (Examinatrice)
Jean-Marc Bonnet-Bidaud (Examinateur)

Résumé :
Le projet POLAR est un projet d’astrophysique de laboratoire dont l’objectif est d’étudier théoriquement, numériquement et expérimentalement les colonnes d’accrétion que l’on rencontre dans les variables cataclysmiques magnétiques. Ce projet que j’ai initié en 2008 et que j’ai développé ces dix dernières années a permis de mettre en évidence de nombreux problèmes dans le modèle standard de colonne utilisé pour comprendre les données astronomiques. Pour progresser dans la compréhension de ces environnements extrêmes, une approche originale a été développée dans laquelle nous concentrons toutes l’énergie de lasers de puissance pour reproduire des maquettes de colonne d’accrétion. Des premières simulations astrophysiques à l’obtention de la première colonne de laboratoire, je présenterai l’ensemble des progrès qui ont été réalisés dans le cadre du projet POLAR.

Summary :
The POLAR project is a laboratory astrophysics project whose objective is to study theoretically, numerically and experimentally the accretion columns found in magnetic cataclysmic variables. This project, which I initiated in 2008 and which I have developed over the last ten years, has highlighted many problems in the standard column model used to understand astronomical data. To advance in the understanding of these extreme environments, an original approach has been developed in which we concentrate the energy of powerful laser to reproduce scaled models of accretion column. From the first astrophysical simulations to the first laboratory column, I will present all the progress that has been made in the context of the POLAR project.

Prof. Francoise Combes- President of the Jury, LERMA, Observatoire de Paris, France
Dr. Frederic Boone- Reporter, IRAP, Université de Toulouse, France
Prof. Alastair Edge- Reporter, Department of Physics, University of Durham, United Kingdom
Prof. Alexandre Marcowith- Reporter, LUPM, Université de Montpellier, France
Prof. Piercarlo Bonifacio- Jury member, GEPI, Observatoire Paris-Site de Meudon, France
Prof. Bruno Guiderdoni- Jury member, CRAL, Observatoire de Lyon, France
Prof. Laurence Tresse- Jury member, CRAL, Observatoire de Lyon, France
Prof. Wim van Driel- Jury member, GEPI, Observatoire Paris-Site de Meudon, France

Résumé :
Résumé : Le ciel basse fréquence est dominé par de rares faibles sources d’émissions radio non résolues (y compris
les galaxies éloignées jusqu’à z = 6, époque de la Réionisation) et par les émissions diffuses d’une variété d’objets
galactiques et extragalactiques. L’émission radio dans ces objets célestes est due à l’émission synchrotron d’électrons
relativistes, le mécanisme de désintégration dominant étant les pertes par expansion adiabatique. Cependant, pour
ces populations de sources célestes faibles et diffuses, seule la partie émergée de l’iceberg a été découverte jusqu’à
présent par les radiotélescopes fonctionnant à des fréquences supérieures > 1 GHz. Cette limitation a été imposée
principalement en raison du manque de sensibilité instrumentale ainsi que des propriétés spectrales inhérentes à ces
sources (favorisant l’émission aux basses fréquences < 1 GHz). Grâce au SquareKilometre Array (SKA)-Pathfinders
fonctionnant à la gamme de MHz comme GMRT (150-1420 MHz), LOFAR (10-250 MHz) et NenuFAR (10-85
MHz), il est possible d’étudier les propriétés radio de cette faible émission diffuse et compacte dans une variété
d’objets célestes. Cet HDR présente le travail de l’auteur en 3 parties différentes :
(1)- Projets scientifiques - nous résumons divers nouveaux résultats d’imagerie obtenus avec les SKA Pathfinders
(GMRT, LOFAR) au cours des 15 dernières années sur des objets galactiques (microquasars, binaires à rayons-X,
SNR, sources à haute énergie) et extragalactiques (AGN, Amas de galaxies) à basse fréquence radio. Nous discutons
du mécanisme d’émissions des nouvelles structures compactes et diffuses découvertes dans ceux-ci. Nous
présentons également les résultats d’études des lignes d’émission HI des galaxies dans l’environnement des amas de
galaxies en utilisant le radiotélescope de Nancay (NRT). Ces résultats se terminent par les perspectives de ce travail
dans le contexte de nouveaux instruments mis en place actuellement (NenuFAR) ou dans un avenir proche, comme
les projets SKA menés par l’auteur et les collaborateurs. Nous présentons également les résultats de notre étude des
Avis de Soutenance
propriétés multi-longueurs d’onde (IR-IRAM/ALMA, Optical-HST/MUSE, X-ray-RXTE/ASM/Chandra) des objets
galactiques et extragalactiques en corrélation avec les données radio basse fréquence. Nous présentons également la
synergie des projets LOFAR et SKA avec les futurs projets sur des multi-longueurs d’onde comme WEAVE, Euclid,
MSE, LSST, ATHENA etc..
(2)- Les résultats de la commissioning (Dutch et Long Baseline array) et le développement d’outils pour la
communauté des utilisateurs sur SKA- Pathfinders -LOFAR sont présentés. Les premiers résultats de mise en
service (beamformer et mode Imaging) à très basse fréquence (45 MHz) avec le SKA-Pathfinder français NenuFAR
sont également présentés sur les calibrateurs A-Team (Cyg A, Cas A, Vir A) et LOFAR flux.
(3)- L’enseignement, les activités pédagogiques et les formations proposées aux étudiants nationaux et
internationaux sont précisés vers la fin de la conférence, ainsi que le projet d’aide à la carrière des femmes
chercheuses.
Summary : The low frequency sky is dominated by rare faint unresolved radio emitting sources (including distant
galaxies up to z=6, Epoch of Reionization) and by diffuse emissions from a variety of galactic and extragalactic
objects. The radio emission in these celestial objects is believed to be due to synchrotron emission from relativistic
electrons with the dominant decay mechanism being adiabatic expansion losses. However, for these population of
faint and diffuse celestial sources, only tip of the iceberg has been discovered so far with the arrays operating at
higher frequencies > 1 GHz. This limitation was mainly imposed due to lack of instrumental sensitivity as well as
inherent spectral properties of these sources (favoring emission at lower frequencies < 1 GHz range). Thanks to the
SquareKilometre Array (SKA)-Pathfinders operating at MHz-range like GMRT (150-1420 MHz), LOFAR (10-250
MHz) and NenuFAR (10-85 MHz), it is possible to investigate the radio properties of such faint diffuse and
compact emission in a variety of celestial objects.
This HDR presents the author’s work in 3 different parts viz.,
(1)- Science projects- we summarize various new imaging results obtained with the SKA Pathfinders (GMRT,
LOFAR) in last 15 years on Galactic (for e.g. microquasars, X-ray binaries, SNRs, high energy sources) and
extragalactic (AGNs, cluster of galaxies) objects at low radio frequencies and discuss the emission mechanism of
newly discovered compact and diffuse structures in them. We also present the results of HI emission line studies of
the galaxies in cluster of galaxies environment using the Nancay Radio Telescope (NRT). These results conclude
with the prospects for this work in the context of new instruments currently in place (NenuFAR) or in the near
future, such as SKA projects led by the author and the collaborators. We also present the results of our study of
multiwavelength (IR-IRAM/ALMA, Optical-HST/MUSE,X-ray-RXTE/ASM/Chandra) properties of Galactic and
extragalactic objects in correlation with the low frequency radio data and present the synergy of LOFAR and SKA
projects with upcoming multi wavelength facilities like WEAVE, Euclid, MSE, LSST, ATHENA etc..
(2)- Commissioning results and tools development for the users community on SKA- Pathfinders (LOFAR and
NenuFAR) is presented. Early commissioning (beamformer and Imaging mode) results at very low frequencies (i.e.
45 MHz) with the French SKA-Pathfinder NenuFAR is also presented on A-Team calibrator (Cyg A, Cas A, Vir A)
and LOFAR flux calibrators.
(3)- Teaching, pedagogic activities and training offered to national and international students is discussed towards
the end of the talk along with the project to help the career of Women researchers.

Dr. Karine BOCCHIALINI, Professeur, IAS, Orsay
Dr. Alain DORESSOUNDIRAM, Astronome, LESIA, Observatoire de Paris
Dr. Sébastien GALTIER, Professeur, LPP, Palaiseau
Dr. Patrick HENEBELLE, Directeur de Recherche, CEA, Gif-sur-Yvette
Dr. Matthieu KRETZSCHMAR, Maître de Conférence, LPC2E, Orléans

Résumé :
Les éruptions solaires constituent les phénomènes les plus énergétiques du système solaire. En quelques dizaines de minutes, une énergie comparable à cent mille fois la consommation annuelle humaine d’énergie est libérée dans l’atmosphère solaire. Lors de ces évènements, de la matière magnétisée, ainsi que des rayonnements et des particules énergétiques, sont éjectés vers l’espace interplanétaire et peuvent interagir avec l’environnement magnétique de la Terre. Pour notre société toujours plus technologique, l’impact de ces éruptions devient ainsi un enjeu de plus en plus important nécessitant d’apprendre à nous prémunir de leurs effets nocifs. La prévision des éruptions solaires, dans le cadre de la discipline émergente de la météorologie de l’espace, requiert la compréhension des mécanismes physiques générant ces éruptions.
Le travail présenté dans ce mémoire, porte sur des recherches fondamentales en physique des relations Soleil-Terre. L’objectif global vise au développement de nouveaux outils de prédiction de l’activité solaire. Le cadre physique dans lequel sont étudiés ces phénomènes est celui de la magnétohydrodynamique (MHD), paradigme adapté aux plasmas chauds magnétisés qui constituent l’atmosphère solaire. L’objet du travail porte sur l’analyse des propriétés des régions sources de ces éruptions solaires, les régions actives, dont les tâches solaires sont la principale signature visible. Ces régions actives correspondent à des concentrations de champs magnétiques intenses, constituant la source d’énergie des éruptions. La compréhension du déclenchement des éruptions solaires repose ainsi sur la détermination des propriétés magnétiques des régions actives.
La méthodologie de recherche utilisée se base sur une combinaison étroite et synergique entre différents axes d’investigation, des travaux théoriques de modélisations conceptuelles et analytiques, des expérimentations numériques et de l’analyse observationnelle multi-instruments et multi-longueurs d’ondes d’évènements actifs. A l’aide de ces méthodes, plusieurs grandeurs et propriétés physiques fondamentales sont étudiées : le champ magnétique lui-même, sa topologie et sa structuration en champs potentiel et non-potentiel, les énergies associées, les courants électriques induits et finalement l’hélicité magnétique, quantité dont l’importance a été relativement sous-estimée jusqu’à présent.

A travers la synthèse d’une soixantaine de travaux scientifiques, ce mémoire tente de montrer que, bien que chacune de ces quantités apporte un éclairage distinct, elles fournissent des informations complémentaires qui permettent d’aboutir à une description globale des champs magnétiques éruptifs, ce qui se traduit par la mise en place d’un véritable modèle 3D standard des éruptions solaires. Concernant la prédiction des éruptions solaires, les travaux sur la théorie de la mesure de l’hélicité magnétique permettent désormais de véritablement mesurer correctement cette quantité et d’établir son lien avec l’éruptivité. Les études préliminaires d’expériences numériques montrent que l’hélicité magnétique pourrait être à la base de diagnostics efficaces de l’état éruptif des régions actives solaires.

Summary :
Solar eruptions constitute the most energetic phenomena of the solar system. In a few tens of minutes, an energy comparable to hundred thousand times the annual world human energy consumption is released in the solar atmosphere. During these events, magnetized matter, as well as energetic particles and radiations, are ejected toward the interplanetary space and frequently interact with the Earth magnetic environment. For our society, which relies more and more on technologies, the impact of these eruptions is becoming an ever-increasing concern, requiring us to learn how to guard against their detrimental effects. Solar eruption prediction, within the scope of the emerging applied discipline of space weather, requires to understand the physical mechanisms that generates these eruptions.
The work presented in this thesis corresponds to fundamental researches in physics of the Sun-Earth relations. The overall objective targets the development of new tools to forecast solar activity. The framework of study of these phenomena is magnetohydrodynamics, the physical paradigm adapted to the study of the hot magnetized plasma that constitutes the solar atmosphere. The present studies focus on analyzing the properties of the source regions of the eruptions, the solar active regions, which main visible counterpart are the solar sunspots. These active regions correspond to intense concentrations of magnetic fields, which constitutes the energy source that fuels the eruptions. Understanding the trigger of solar eruption thus relies on the determination of the magnetic properties of the active regions.
The research methodology that is employed is based on close and synergistic combination of different means of investigation ; analytical theory, conceptual modeling, numerical experimentation, and multi-wavelength multi-instrument observational analysis. Thanks to these methods, several fundamental quantities and physical properties are being studied : the very magnetic field, its topology and its structuration in potential and non-potential fields, the associated energies, the induced electric currents, and finally magnetic helicity, an underrated quantity up to now.
Through the synthesis of about sixty scientific studies, this thesis intends to demonstrate that, while each quantity provides distinct information, these are complementary and enables a global description of eruptive magnetic fields, allowing the creation of an actual 3D standard model for solar eruptions. Regarding solar eruptions prediction, the studies on the theory of the measurement of magnetic helicity, now allow to truly and correctly estimate this quantity and determine its link with eruptivity. Preliminary studies of numerical experiments show that magnetic helicity could be the ground base of efficient diagnostics of the eruptive state of solar active regions.

Dr. Nissen Poul, Professeur, Department of Physics and Astronomy, University of Aarhus, Danemark
Dr. Gibson Bradley, Professeur, Head of Physics Director, E.A. Milne Centre for Astrophysics School of Mathematics & Physical Sciences, University of Hull, UK
Dr. Figueras Francesca, Professeur, Department Fisica Quantica i Astrofisica, Universitat de Barcelona, Espagne
Dr. Ryde Nils, Departement of Astronomy and Theroretical Physics, Lund University, Sweden
Dr. Mei Simona, Professeur LERMA, Observatoire de Paris, France

Résumé :
Dans l’Univers actuel, une étoile a plus de chance d’être dans une galaxie de la masse de la Voie lactée que dans tout autre type de galaxie. Comprendre comment ces objets se sont formés et ont évolué est donc une question de première importance en astronomie. La Voie Lactée nous donne l’opportunité d’étudier l’une de ces galaxies de l’intérieur, en donnant accès aux âges, à la composition chimique et à la cinématique des étoiles, permettant de reconstruire les différentes étapes par lesquelles notre Galaxie est devenue la Voie Lactée.
Dans ses régions internes, qui contiennent la plus grande partie de la masse stellaire, l’évolution de la Voie Lactée peut être décrite d’abord par l’accrétion rapide de gaz et la formation d’un disque massif, ce qui a permis l’augmentation rapide et homogène de métaux dans la Galaxie. La transition vers une deuxième phase, séculaire, a pu se produire en raison de la formation de la barre, provoquant à la fois une transition de la phase la plus active de la formation des étoiles à la phase de formation du disque mince et en isolant les régions internes des régions externes. Nous discutons de quelle façon l’évolution du voisinage solaire peut être reconsidérée dans ce contexte, et plus généralement ce que ces résultats impliquent pour nos connaissances de ces populations stellaires.
Les pages qui suivent résument les résultats que nous avons obtenus au cours des 10 dernières années, interrogeant la nature des populations stellaires et leur lien avec la croissance en masse stellaire de la Voie lactée. Nous expliquons comment cette croissance en masse est liée aux histoires de la formation stellaire et d’accrétion de gaz de la Voie lactée.

Summary :
In today’s Universe, a star has more chance of being in a galaxy of the mass of the Milky Way than in any other type of galaxies. Understanding how these objects formed and evolved is therefore of prime importance in astronomy. The Milky Way gives us the opportunity of study one of these galaxies from the inside, giving access to detailed ages, chemical composition and kinematics of the stars, and to reconstruct the different stages by which our Galaxy became the Milky Way.
Within its inner regions, which contain most of the stellar mass, the evolution of the Milky Way can be described first by the rapid accretion of gas and the formation of a massive disk, which permitted the steady and homogeneous increase of metals in the Galaxy. The transition to a second, secular phase, may have occured due to the formation of the bar, provoking both a transition from the most active phase of star formation to the quieter formation of the thin disk and isolating the inner from the outer regions.
We discuss how the evolution of the solar vicinity can be reconsidered in this context, and more generally what these results imply for our views on stellar populations. The following pages summarize various results obtained in the last 10 years on this subject, questioning the nature of stellar populations and their link to the stellar mass growth of the Milky Way. We discuss how this mass growth is linked to the star formation and star and gas accretion histories of the Milky Way.