L’accélération tardive de l’expansion de l’Univers, mise en évidence à la fin des années 90 et confirmée depuis par les mesures cosmologiques toujours plus précises, reste inexpliquée. La modification de la relativité générale aux échelles cosmologiques offre une piste intéressante. Le modèle du Galiléon est l’un des rares modèles de gravité modifiée viables théoriquement. De plus, il offre une description des mesures actuelles en aussi bon accord que le modèle de la constante cosmologique. Parmi ces mesures, celle du taux de croissance des structures est le moyen le plus direct de tester des déviations éventuelles par rapport à la relativité générale, puisque la gravité est le moteur de la formation des grandes structures de l’Univers. Cette thèse propose de confronter le modèle du Galiléon aux mesures du taux de croissance des structures à l’aide des observations du spectrographe eBOSS. Celles-ci permettront de mesurer le taux de croissance dans une gamme de décalage spectral de 0.6 à 2.4, largement inexplorée jusqu’à présent. Le projet eBOSS est l’un des trois programmes de la collaboration internationale SDSS-IV regroupant plusieurs centaines de physiciens, ingénieurs et étudiants de 59 instituts issus de 11 pays. Les observations sont faites sur le télescope de 2,5m de l'observatoire d'Apache Point au Nouveau Mexique. Le candidat pour cette thèse doit être animé d’une solide formation en cosmologie et d’une forte motivation à travailler à la fois sur les aspects d’analyse de données et de phénoménologie. Une très bonne maîtrise des langages informatiques et des techniques statistiques sera un atout.

Les systèmes binaires X à jet (nommés microquasars) représentent d’excellents laboratoires pour tester les phénomènes physiques dans des environnements extrêmes. Ils sont composés d’une étoile compagnon «normale» et d’un astre compact pouvant être un trou noir ou une étoile à neutrons.



Le but de cette thèse sera d'étudier les activités de trous noirs binaires récemment découverts dans notre Galaxie. Notre groupe a été aux avant-plans de campagnes d'observations multi-longueurs d'onde (notamment radio, X et gamma), et l'objectif principal de la thèse sera donc d'étudier les connexions possibles existant entre ces différents domaines (et donc les processus physiques associés). Notamment nous nous focaliserons sur les corrélations éventuelles entre les propriétés des jets relativistes (puissance des jets) avec celles du flot d’accrétion interne (émission thermique et non thermique) et la modélisation de ces objets.

Depuis la découverte de la première exoplanète il y a une vingtaine d’années, l’astrophysique a connu une véritable révolution. Environ 3000 exoplanètes ont ainsi été découvertes et caractérisées autour d’étoiles de différentes masses et d’âges différents, et ce au sein de systèmes planétaires présentant des architectures orbitales très différentes de celle de notre Système Solaire. Ces découvertes ont de profondes répercutions sur notre compréhension de la formation, de l’évolution et de la stabilité des systèmes planétaires, dont notre Système Solaire.



Pour les planètes de courtes périodes orbitales déjà découvertes et celles qui seront détectées et caractérisées par les missions spatiales CHEOPS (ESA) et TESS (NASA) à partir de début 2018, puis PLATO (ESA) en 2024 (missions pour lesquelles les chercheurs du Service d’Astrophysique – Laboratoire AIM du CEA sont partie prenante), le rôle de l’étoile hôte est incontournable. En effet, la présence de planètes proches induit au sein de l’étoile des écoulements de marées (comme les marées océaniques sur Terre). La dissipation de ces écoulements modifie l’orbite des planètes proches et peut impacter la rotation de l’étoile (e.g. Bolmont & Mathis 2016). Pour comprendre l’évolution des systèmes étoile-planète(s) proches, il faut donc modéliser de manière réaliste les écoulements de marées dans les étoiles et leur dissipation (e.g. Zahn 1975, Ogilvie & Lin 2004-07, Ogilvie 2013), et ce en fonction des paramètres de structure et de la dynamique de l’étoile hôte. En effet, il a été démontré que la dissipation des écoulements de marées peut varier sur plusieurs ordres de grandeur en fonction de la masse, de l’âge, de la rotation et de la rotation différentielle de l’étoile (e.g. Mathis 2015, Mathis et al. 2016, Baruteau & Rieutord 2013, Guenel et al. 2016), conduisant à des évolutions orbitales très différentes suivant ces propriétés de l’étoile hôte (e.g. Bolmont & Mathis 2016).



L’objectif de cette thèse est de modéliser pour la première fois la dissipation de marée dans les étoiles de faibles masses en prenant en compte le transport de moment cinétique interne induit par les ondes de marées (Favier et al. 2014) et le champ magnétique (e.g. Wei 2016), en particulier dans l’enveloppe convective de l’étoile qui est le siège de la génération du champ magnétique par effet dynamo. Cette thèse s’inscrit dans le cadre du projet européen ERC SPIRE (Stars: dynamical Processes driving tidal Interactions, Rotation and Evolution). Elle se déroulera au sein du Laboratoire Dynamique des Etoiles et de leur Environnement au CEA, l’un des groupes de recherche en pointe au niveau international dans la modélisation des écoulements de marées. Les prédictions obtenues seront cruciales pour l’exploitation scientifique des missions spatiales à venir (CHEOPS et TESS) et en préparation (PLATO).



Bibliographie :

- Baruteau & Rieutord 2013, Journal of Fluid Mechanics, 719, 47

- Bolmont & Mathis 2016, Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 126, 275

- Guenel, Baruteau, Mathis & Rieutord 2016, Astronomy & Astrophysics, 589, A22

- Favier, Barker, Baruteau, Ogilvie, 2014, Monthly Noticies of the Royal Astronomical Society, 439, 845

- Mathis 2015, Astronomy & Astrophysics, 580, L3

- Mathis, Auclair-Desrotour, Guenel, Gallet, Le Poncin-Lafitte 2016, Astronomy & Astrophysics, 592, 33

- Ogilvie 2013, Monthly Noticies of the Royal Astronomical Society, 429, 613

- Ogilvie & Lin 2004, The Astrophysical Journal, 610, 477

- Ogilvie & Lin 2007, The Astrophysical Journal, 661, 1180

- Wei 2016, The Astrophysical Journal, 828, 30

- Zahn 1975, Astronomy & Astrophysics, 41, 329

L’objectif scientifique du satellite Franco-Chinois SVOM, en cours de développement et prévu d’être lancé en 2021, est l’étude des sursauts gamma (GRBs), événements astrophysiques éphémères du ciel, libérant une énergie formidable sous forme de bouffées de rayons gamma provenant d’un point du ciel. Alors que des missions précédentes se sont focalisées sur la détection de GRBs courts avec des durées moyennes de 1 s (resp. longs, émettant durant 10 s environ), dont on pense qu’ils sont associés à la coalescence d’objets compacts comme des trous noirs ou des étoiles à neutrons (resp. des supernovas d’étoiles très massives), la classe nouvellement découverte de GRBs d’ultra-longue durée, avec une émission prompte en gamma jusqu’à 10000 s et dont l’origine reste une énigme, est une cible très prometteuse pour SVOM. Par ailleurs SVOM est particulièrement bien adapté à la détection de GRBs très lointains, qui de par leur important décalage vers le rouge, sont détectés préférentiellement dans le domaine des basses énergies, auquel le télescope ECLAIRs à bord de SVOM est bien adapté, grâce à son seuil de déclenchement de 4 keV seulement. Aussi pour ces GRBs très lointains la durée de l’émission gamma est étirée par la cosmologie dans le domaine des GRBs d’ultra-longue durée. Pour ECLAIRs il existe donc un important espace de découverte comparé aux missions précédentes qui ne déclenchaient qu’au-delà de 15 keV et sur des échelles de temps limitées à 1 ou 2 minutes. Cette thèse adresse cette problématique de la détection des GRBs d’ultra-longue durée, pour ouvrir l’espace de découverte de SVOM à ce domaine. Ceci nécessite la compréhension des données attendues par ECLAIRs en rayons gamma mous sur des durées jusqu'à 10000 s, incluant la variabilité attendue du bruit de fond tout au long de l'orbite et la prise en compte des sources transitoires de tout le ciel gamma mou sur ces échelles de temps, domaine dans lequel le thésard développera une vraie expertise astrophysique en analysant les données de satellites précédents. Elle nécessite aussi l'implémentation de ces sources dans un catalogue à bord, ainsi que le développement d’algorithmes de traitements spécifiques par les logiciels embarqués.

Les forêts Lyman-alpha des quasars sondent la densité d’hydrogène sur la ligne de visée du quasar et permettent de mesurer l’échelle des oscillations acoustiques de baryons (BAO) dans la fonction de corrélation de la densité d’hydrogène. Cette échelle BAO est une règle standard qui permet de mesurer le taux d’expansion de l’Univers et donc de contraindre les modèles d’énergie noire. L’échelle BAO a été mesurée dans la forêt Lyman-alpha pour la première fois en 2013 par SDSS III / BOSS. Dans le cadre de SDSS IV / eBOSS, on se propose dans un premier temps de mesurer la corrélation croisée entre la position des quasars et la forêt Lyman-alpha. La prise de données a commencé en 2014 et se terminera en 2019 ou 2020, ce qui permettra au doctorant de disposer de l’ensemble des donnés. Il faudra ensuite extraire l’échelle BAO de la fonction de corrélation puis utiliser ce résultat pour étudier différents modèles d’énergie sombre. Le doctorant participera également à l’élaboration de simulations de spectres de quasars avec une corrélation physique. Il faudra ensuite produire un grand nombre de simulations. Ces simulations seront développées à la fois pour eBOSS et pour Desi, qui fait partie de la génération suivante de relevés.

Le doctorant sera dans un cadre favorable car les équipes françaises (APC et CEA Saclay) ont un rôle leader au sein de SDSS sur les études Lyman-alpha. Il développera ses connaissances et capacités en cosmologie, statistique, traitement et ajustement de données, étude des effets systématiques, utilisation d’outils mathématiques comme les transformées de Fourier discrètes, et informatique: Python et éventuellement C et C++, gestion de grande quantités de données et utilisation de ferme de processeur. Il présentera ses travaux en anglais lors de téléconférences hebdomadaires et de réunions de collaboration aux Etats Unis et en Europe.

Contrairement au cas des étoiles de faible masse, le scénario exact de formation des étoiles massives est encore sujet à débat avec deux problématiques majeures : la fragmentation initiale (les régions de formation d’étoiles massives contiennent un grand nombre de masse de Jeans) et la pression de radiation (la luminosité des étoiles massives est suffisamment élevée pour contrebalancer l’effondrement gravitationnel). Pour chacune de ces problématiques, il a été proposé différents modèles : Bonnell et al. 2004 et McKee & Tan 2003 pour la fragmentation, Yorke & Sonnhalter 2002 et Rosen et al. 2016 pour la pression de radiation. Ces modèles sont encore débattus aujourd’hui, en partie car les simulations numériques sont encore très limitées (de par leurs conditions initiales idéalisées ou les processus physiques modélisés). Le but de cette thèse est de mener des simulations numériques de magnéto-hydrodynamique radiative afin de mieux contraindre les différents scénarios de formation des étoiles massives actuellement proposés et de confronter les résultats numériques aux observations (ALMA par exemple).

Le milieu interstellaire est le siège d’écoulements complexes qu’il est nécessaire d’étudier afin de comprendre le cycle de la matière interstellaire et plus généralement l’évolution des galaxies. Ces écoulements sont complexes car de nature turbulents, ils subissent également l’influence du champ magnétique et des processus thermiques qui rendent le fluide fortement compressible et multi-phasique. A ces difficultés, inhérentes à la nature du fluide, s’ajoutent des difficultés observationnelles, notamment dans le plan de la Galaxie où il est difficile de distinguer entre les nuages proches et les lointains dont les signaux se superposent. A cet égard, le gaz atomique à haute latitude, encore appelé Cirrus interstellaires, présente un intérêt car ce problème de confusion n’existe pratiquement pas. De nombreuses données interférométriques de ces objets ont été obtenues et permettent de contraindre précisément la dynamique de ces écoulements. L’objectif de la thèse sera la réalisation de simulations numériques magnéto-hydrodynamiques spécifiques à haute résolution et leur confrontation aux données observationnelles. Cela permettra de tester notre compréhension et notre capacité à modéliser ce type d’écoulements, essentiels pour l’évolution de la matière dans l’univers.

Le but de cette thèse sera de mieux contraindre les processus dynamiques dans les intérieurs stellaires (principalement les géantes rouges) et ainsi pouvoir améliorer les modèles de structure et d’évolution stellaire pour ainsi avoir entre autres, une meilleure détermination des âges stellaires cruciaux pour la physique stellaire, planétaire et galactique. Cela aura un fort impact sur les missions NASA Kepler, K2 et TESS (lancement prévu fin 2017) ainsi que sur la mission ESA GAIA pour laquelle, les estimations des âges sont calibrées à partir des mesures sismiques. Cette thèse permettra simultanément de préparer la mission ESA/M3 PLATO pour laquelle le CEA (DRF/IRFU/SAp) est très impliqué, autant sur le hardware (seul laboratoire Français impliqué) que sur la préparation scientifique.

En 2017, un nouvel observatoire va entrer en service avec le déploiement de MeerKAT en Afrique du Sud. Avec l’installation de 64 paraboles en Afrique du Sud, MeerKAT sera l’instrument radio le plus sensible au monde dans la gamme de fréquence considérée. Il constituera le cœur de SKA1-Mid, l’instrument le plus novateur du 21ème siècle dont la construction va se poursuivre autour de MeerKAT.



Différents larges programmes d’observations ont été sélectionnés et cette thèse s’inscrit dans le cadre du programme « ThunderKAT ». Ce programme a pour objectif de détecter, d’identifier et de comprendre les phénomènes violents de l’Univers à partir de leur émission radio (souvent conjointement avec d’autres longueurs d’onde). Ce programme vise à explorer les propriétés des phénomènes éruptifs (trous noirs en activité, sursauts gamma, …), explosif (e.g. supernovae), voire phénomènes inconnus (contrepartie électromagnétique d’un épisode gravitationnel, sursaut radio rapide, éruption radio d’origine inconnue …).

L'effet de lentille gravitationnelle faible de´signe les distortions d'image des galaxies a` tre`s haut redshift dues aux structures a` grande e´chelle. Ceci est est une des sondes cosmologiques les plus importantes pour e´tudier le secteur sombre de l'univers. Pour quantifier ces distortions, il est ne´cessaire de mesurer les formes de ces galaxies a` tre`s haute pre´cision. Due à la petite taille et à la luminosité très faible de ces galaxies, cela constitue l'un des de´fis majeurs de l'analyse de lentille gravitationnelle faible.



Cette thèse aura pour but d'analyser des donne´es d'images optiques de grand champ, et de mesurer des formes de galaxies d'arrie`re-plan, pour cre´er des cartes de matière noire. Ces cartes seront intercorrelées avec des cartes de densité de galaxies d'avant-plan issues des relevés spectroscopiques. Ces correlations croisées nous permettront d'établir une distinction entre la relativité générale et des théories de gravité modifiée.



L'étudiant se servira de techniques de pointe de traitement d'image et de statistique. Ce travail servira comme un jalon important pour la mission spatiale européenne Euclid, et contribuera à la préparation de cette expérience cosmologique ultime pour avancer notre compréhension des lois dans l'univers.

Les résultats récents obtenus sur les nuages moléculaires proches dans le domaine submillimétrique avec les satellites Herschel et Planck ont révolutionné notre compréhension du lien entre la structure du milieu interstellaire et les premières phases du processus de formation des étoiles. Ces nouveaux résultats conduisent à favoriser un scénario de formation stellaire dans lequel les filaments interstellaires et le champ magnétique jouent un rôle central. En particulier, les images submm obtenues avec Herschel montrent que la grande majorité des cœurs denses pré-stellaires et des proto-étoiles se forment dans des structures filamentaires d'une largeur de ~0.1 pc et dont la masse par unité de longueur excède le seuil critique pour l'instabilité gravitationnelle de nuages cylindriques de gaz isotherme. De plus, les données obtenues avec Planck en émission polarisée des poussières froides suggèrent que la formation et l'évolution des filaments interstellaires est en grande partie contrôlée par le champ magnétique. La résolution angulaire des observations Planck (5'-10' au mieux, soit 0.2-0.4 pc dans les régions de formation d'étoiles les plus proches) n'est cependant pas suffisante pour étudier et comprendre le rôle du champ magnétique dans le mécanisme de formation des cœurs protostellaires le long des filaments. Cela va devenir possible grâce à la très bonne résolution (12"-24") de NIKA2-Pol, le polarimètre de la nouvelle caméra du télescope de 30m de l'IRAM pour le continuum millimétrique.

Un total de 300 heures de temps garanti avec NIKA2 sont réservées pour un grand programme d'observations d'imagerie polarimétrique d'une dizaine de filaments interstellaires proches formant des étoiles (PI: Ph. André).

Le travail de thèse proposé consistera à participer à ce programme d'observations polarimétriques et à interpréter les résultats en les comparant de manière détaillée à des simulations numériques de la fragmentation de nuages moléculaires magnétisés avec le code numérique RAMSES disponible dans le groupe théorique du laboratoire AIM.

Les galaxies sont autant d'écosystèmes dans lesquels les étoiles, le gaz, et la poussière évoluent et tracent des propriétés physiques très diverses. Ces propriétés sont liées aux processus mécaniques, radiatifs et thermiques qui régissent l'évolution de la matière à des échelles plus ou moins locales dans les galaxies. Le défi à relever est de comprendre comment ces processus interagissent avec les phases du MIS, et la manière dont ils contribuent à façonner le MIS et à déterminer le taux de formation stellaire dans les galaxies. Ce programme s'attaquera à ce défi grâce à la variété des conditions galactiques dans nos voisins les plus proches, le Grand et le Petit Nuage de Magellan et grâce à des modèles statiques et hydrodynamiques poussés, pour analyser un grand ensemble de données dont le pouvoir de diagnostic est sans pareil. Cette étude rassemblera le MIS multi-phases, l'activité de formation d'étoiles et les processus physiques.

Le projet de thèse fera le lien entre (1) la chimie et la physique dans les codes statiques de synthèse spectrale et (2) les effets physiques et dynamiques mis en avant par les simulations hydrodynamiques, de manière à établir une vision claire et cohérente de l'évolution du MIS.

Le but de la thèse est d'étudier les phénomènes d'accrétion-éjection au sein des microquasars (binaires X à jet) via une approche spectro-temporelle des émissions de haute énergie (rayon X et gamma mou).

On analysera de manière cohérente et systématique l'évolution spectrale des sources au cours de leurs éruptions tout en dressant, en parallèle, une carte des différents types de variabilités et les éventuels liens avec les saveurs spectrales.

Dans le domaine temporel une attention particulière sera portée sur les oscillations quasi-périodiques du flux (de fréquences comprises entre typiquement 0.1 et 500 Hz) afin de comprendre leur origine physique. Pour ce faire une approche originale sera d'établir leur spectre en énergie et de le modéliser avec des processus physique.



Le travail pourra être initiés au cours d'un stage de master 2 d'au moins 3 mois.

Pré-requis: master 2 (ou équivalent) avec option astrophysique. Connaissances de base en astrophysique des hautes-énergies.

Euclid est un satellite de l’agence spatiale européenne dont le lancement est prévu en 2020. Outre l’observation de l’effet de lentille gravitationnelle (weak lensing WL) et des corrélations spatiales des galaxies (oscillations acoustiques des baryons BAO et redshift-space distortions RSD), Euclid détectera environ 100000 amas de galaxies (Clusters of Galaxies CG) entre redshift z=0 et z=2. Ces amas permettront de mesurer les paramètres cosmologiques indépendamment du WL, des BAO et des RSD.

La collaboration Euclid développe actuellement des outils d’extraction d’amas de galaxies sur simulations et compare leurs performances. L’objectif de cette thèse est de mettre au point l’étage supérieur qui permet de déduire la mesure des paramètres cosmologiques à partir du catalogue d’amas d’Euclid. Cet étage est appelé fonction de vraisemblance (likelihood).

Elle est au cœur de l’analyse cosmologique avec les amas. Elle demande une compréhension fine de la fonction de sélection du catalogue (proportion d’amas détectés sur le ciel par rapport au nombre total d’amas) et du lien entre la quantité observée par Euclid (nombre de galaxies dans chaque amas) et la quantité liée aux modèles théoriques (la masse). L’Irfu/SPP a développé une expertise sur la fonction de vraisemblance du catalogue d’amas du satellite Planck. Le travail proposé consiste à construire la fonction de vraisemblance Euclid en partant des acquis de Planck. Il faudra, dans un premier temps, adapter l’outil aux catalogues optiques puis, dans un second temps, le refondre pour dépasser les limites formelles actuelles. L’outil devra être capable d’ajuster à la fois paramètres cosmologiques et paramètres de nuisance liés à la physique des amas, qui étaient découplés pour l’analyse Planck.

L'effondrement du coeur de fer des étoiles massives donne lieu à certaines des explosions les plus violentes de l'univers. Le mécanisme physique à l'origine de ces explosions reste cependant mal compris et sa description théorique constitue un des grands défis de l'astrophysique actuelle. Les plus extrêmes de ces explosions, de par leur énergie cinétique ou leur luminosité, indiquent très probablement la présence d'une rotation rapide et d'un fort champ magnétique capable d'extraire efficacement ce grand réservoir d'énergie cinétique. Elles pourraient ainsi marquer la naissance des étoiles à neutrons les plus magnétisées, appelées magnétars, dont le champ magnétique dipolaire atteint les plus grandes intensités connues de 10^15 G. Cette thèse s'attaquera à une question majeure non-résolue : l'origine de ce champ magnétique extrême. Le processus considéré comme le plus probable est l'action d'une instabilité magnéto-hydrodynamique appelée instabilité magnéto-rotationnelle (ou MRI). Les simulations numériques d'une petite portion de l'étoile à neutrons en formation ont ainsi démontré une amplification efficace du champ magnétique (e.g. Guilet & Müller 2015). Cette thèse s'attachera à déterminer pour la première fois l'efficacité de génération d'un champ magnétique cohérent à l'échelle de l'étoile à neutrons dans son ensemble. Ceci est un aspect crucial à la fois pour le déclenchement de l'explosion et pour expliquer les propriétés des magnétars galactiques. Le travail de thèse consistera tout d'abord à développer des simulations numériques de l'ensemble de la proto-étoile à neutrons à l'aide du code MagIC. Ces simulations permettront d'étudier le développement de l'instabilité magnétorotationnelle et la génération d'un champ magnétique à grande échelle. Ces résultats seront ensuite utilisés pour développer une prescription analytique de l'amplification du champ magnétique utilisable dans un modèle de l'explosion dans sa globalité.

Grâce aux observations du fond diffus cosmologique et de l’agencement des galaxies dans l’Univers, la cosmologie est à présent entrée dans l’ère de la précision. Aux grandes échelles, le modèle cosmologique Lambda-CDM est en accord avec la grande majorité des données. Pourtant, certains points demeurent non résolus ou mal compris, tels la nature de la matière noire ou le rôle précis des neutrinos en cosmologie. L’objectif de cette thèse est d’aborder ces questions à la fois sur le plan expérimental et sur le plan théorique, en tirant profit des informations contenues dans les forêts Lyman-apha. D’une part l’étudiant analysera le plus grand lot de spectres de quasars disponibles à ce jour (expériences BOSS, eBOSS, données VLT) pour en extraire les informations clefs sur la forêt Lyman-alpha. D’autre part, il étudiera, au moyen de simulations numériques de pointe, les processus baryoniques à l’échelle galactique, et déterminera leur impact sur la répartition du gaz aux échelles intergalactiques. Confrontant les données aux prédictions des simulations, l’étudiant se concentrera alors sur l’interprétation cosmologique, apportant un regard nouveau sur les neutrinos et les particules de matière noire (neutrinos stériles ou axions).

La morphologie des galaxies de l’Univers distance, au pic de leur activité de formation stellaire (redshift z=1-3), est très différente des galaxies spirales proches. Ces galaxies sont en général irrégulières, dominées par des régions géantes ou « clumps » de formation stellaire. Ces « clumps » ont des tailles et masses de 100 à 1000 fois plus grandes que celles des nuages moléculaires et amas stellaires de notre Galaxie. Cette propriété pourrait s’expliquer par les grandes masses de gaz et la forte turbulence des galaxies jeunes, pouvant provoquer une instabilité et la fragmentation violente des disques galactiques.

Néanmoins, et malgré les études menées par de nombreux groups, une compréhension précise de la formation et de l’évolution de ces clumps reste à établir, aussi bien par l’observation que du point de vue théorique. La distribution de masse stellaire et de formation stellaire dans les clumps reste débattue, et surtout l’évolution de ces régions géantes face au « feedback » des étoiles jeunes reste très incertaine. Si les clumps survivent au feedback, ils peuvent contrôler l’évolution de leur galaxie hôte : croissance du bulbe central, alimentation du trou noir supermassif, genèse des vents galactiques. Les simulations numériques manquant de résolution ont recours à des modèles « sous-maille » pour implémenter la formation d’étoiles et le feedback, et donnent des résultats discordants selon les recettes employées.



La thèse proposée explorera la nature et l’évolution des clumps par 3 approches complémentaires :

1) une caractérisation observationnelle basée pour la première fois sur la cartographie des quantités physiques (cartes de masse stellaires, de densité de formation stellaire) à partir de données des champs profonds du téléscope Hubble (champs tels que CANDELS, H-UDF),

2) une comparaison systématique aux cartes simulées par divers groupes employant diverses méthodes de simulation numérique du feedback stellaire,

3) de nouvelles simulations numériques ayant une modélisation améliorée par l’emploi de « zooms » sur les clumps de formation stellaire, pour mieux modéliser les sites de formation stellaire et la réaction du milieu interstellaire turbulent au feedback des étoiles.



Ces approches complémentaires permettront de mieux comprendre le rôle des instabilités des galaxies primordiales dans la formation de leurs disques, bulbes, et trous noirs supermassifs. Cette étude contraindra aussi d’autres aspects fondamentaux de la formation des galaxies, tels que l’évolution de leur fraction de gaz au cours du temps. Ce travail préparera l’interprétation des observations du JWST, qui cartographiera en détail la distribution de masse stellaire dans les galaxies primordiales, et leur gaz ionisé, à comparer avec les observations des réservoirs de gaz moléculaire par ALMA. Une compréhension fine de la formation stellaire dans les galaxies jeunes est également indispensable pour étudier les populations stellaires âgées dans les galaxies proches, qui seront notamment sondées par EUCLID. Enfin, la thèse proposée emploiera des simulations numériques réalisées sur les plus grands calculateurs nationaux (GENCI) et Européens (PRACE).

L’objectif de cette thèse est de comprendre comment les différences d’environnement influent sur le mécanisme d’accélération de particules au choc des vestiges de supernova. Pour cela les algorithmes de séparation de source à l’aveugle, similaires à ceux développés au laboratoire pour l’étude du CMB avec Planck, seront appliqués aux données en rayons X et en rayons gamma. Ces méthodes serviront à séparer les différentes composantes spectrales dans les vestiges de supernova qui évoluent dans des milieux ambiants complexes afin de comprendre l’impact des différences d’environnement sur le processus d’accélération au choc. Ce travail d’adaptation d’outils utilisées en cosmologie servira dans un contexte plus général à tout détecteur ayant des capacités de spectro-imagerie comme c’est le cas en astronomie des hautes énergies (où les photons sont enregistrés un à un) mais aussi potentiellement dans d’autres domaines de la physique.

L’évolution des galaxies et la formation des étoiles sont contrôlées en grande partie par des processus physiques et chimiques directement reliés au milieu interstellaire (MIS). Le MIS est une composante essentielle des galaxies, à la fois sujet à de multiples mécanismes de chauffage – ionisation par photons UV, X ou par rayons cosmiques, effet photoélectrique sur les grains de poussière, ondes de choc, etc... – et à l'origine de nouvelles générations stellaires dans les nuages les plus froids.



Les principaux processus thermiques dans le MIS de notre Galaxie la Voie Lactée sont connus et à peu près contraints, mais ils restent encore largement inexplorés dans les galaxies à très faible métallicité (c'est-à-dire le contenu en éléments lourds produits dans les étoiles).

De telles galaxies, qui n'ont que peu évoluées chimiquement depuis la formation des premiers objets, existent dans l'Univers Local et nous fournissent une comparaison inespérée avec les environnements primordiaux.



Au coeur de ce projet l'on trouve les motivations suivantes, (1) identifier les principales sources énergétiques dans les objets proches afin d'interpréter correctement les traceurs radiatifs du gaz et de la poussière observés dans les galaxies de l'Univers lointain, et (2) comprendre le mécanisme de formation stellaire dans les environnements primitifs et ainsi mieux cerner les variations du taux de formation d'étoiles au cours de l'évolution des galaxies.

Le milieu interstellaire, qui remplit le volume entre les étoiles d’une galaxie, est constitué de deux composantes principales : le gaz et la poussière. Les grains de poussière sont de petites particules solides, principalement constituées de composés silicatés et carbonés. Ils jouent un rôle majeur dans la physique du milieu interstellaire, bien que leur masse n’en représente qu’un pourcent. En effet, ils absorbent, puis réémettent en infrarouge, une fraction importante de la puissance rayonnée par les étoiles et les disques d’accrétion. En particulier, les régions de formation d’étoiles sont totalement opaques en lumière visible. Seul le rayonnement infrarouge, émis à 99% par la poussière, permet de les étudier. Les grains sont également à l’origine du chauffage du gaz, par effet photo-électrique, dans les régions de photodissociation (PDR). Enfin, les grains servent de catalyseurs à de nombreuses réactions chimiques, dont la formation du dihydrogène, molécule la plus abondante de l’univers.



Les propriétés de ces grains de poussière (abondance, composition chimique, distribution de taille, etc.), ainsi que leur évolution, sont cependant encore mal connues. C’est la conséquence directe de la grande complexité de cette composante et de la difficulté de disposer d’observations permettant de discriminer différents modèles. Ces incertitudes soumettent à caution de nombreux pans de notre connaissance de l’astrophysique : mesures de masse, dérougissement des observations (c’est à dire la correction de l’extinction le long de la ligne de visée), modèles détaillés de PDR, etc. Raffiner notre compréhension de la poussière est également crucial pour comprendre le cycle de la matière interstellaire, car les grains ont un rôle régulateur dans plusieurs des processus qui gouvernent ce cycle. Une compréhension fine de la physique des grains est donc nécessaire pour comprendre l’évolution des galaxies.



L'une des approches, pour s'attaquer à ces questions ouvertes, consiste à étudier la manière dont varient les propriétés observées des grains, avec les conditions physiques auxquelles ils sont soumis. De telles relations empiriques, si elles sont assez précises, permettent de lever de nombreuses dégénérescences sur les différents modèles. La thèse que nous proposons a pour but de se concentrer sur l’étude détaillée des propriétés des plus petits grains (avec un rayon inférieur à 10 nm) et des hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH). Ces composantes du milieu interstellaire rayonnent hors équilibre dans l'infrarouge moyen (5-40 microns). C’est le domaine de longueur d’onde qui contient le plus grand nombre de bandes de résonance de ces solides.



Cette étude se concentrera sur plusieurs galaxies proches, dont les nuages de Magellan. L'intérêt d'étudier les galaxies proches plutôt que le milieu interstellaire de notre Galaxie réside dans la diversité des conditions physiques environnementales auxquelles l'on peut accéder (métallicité, intensité du champ de rayonnement stellaire, etc.).



De nombreuses études ont déjà été publiées sur ce sujet, notamment avec le télescope spatial Spitzer. Cependant, la plupart se sont avérées superficielles. Il reste de nombreux aspects à étudier : (i) la corrélation des propriétés des principales bandes aromatiques avec les conditions physiques ; (ii) contraindre l’évolution de leur distribution de taille ; (iii) identifier et modéliser plusieurs bandes de solides dans les régions de formation d'étoiles. L’une des originalités de cette thèse consistera à développer une méthode sophistiquée de modélisation des données. En effet, les études précédentes se sont presque toutes contentées d’analyser les spectres observés à partir de décompositions linéaires simples. Nous proposons à l’étudiant intéressé de s’atteler au développement d’un code bayesien hiérarchique de décomposition des spectres infrarouges, dont les composantes spectrales proviendront directement de bases de données atomiques, moléculaires et de physique du solide. Ce type de modèle permet d’effectuer simultanément une modélisation physique de l’échantillon et une modélisation statistique de la distribution des paramètres. Il permet de lever de nombreuses dégénérescences et permet d’extraire le maximum d’information des données, en prenant en compte les différentes incertitudes, sans toutefois sur-interpréter les observations. Nous avons récemment développé un tel modèle pour la modélisation des distributions spectrales d’énergie, et les résultats sont convaincants. Ce nouvel outil et son application méticuleuse aux données sont la garantie d'une interprétation précise et originale des processus physiques à l'oeuvre dans les régions étudiées.



Le James Webb Space Telescope (JWST), qui sera lancé en octobre 2018, observera le domaine infrarouge moyen avec une sensiblité et une résolution spatiale exceptionnelles. Les méthodes développées pendant la thèse pourront être appliquées à ces nouvelles données.