L'objectif principal du projet de thèse est de tester les conditions physico-chimiques dans les parties internes des coeurs protostellaires, où de jeunes étoiles se forment.

Connaître les conditions physiques dans ces régions est d'une importance capitale si l'on veut comprendre le couplage entre le champ magnétique des coeurs et la matière en effondrement qui alimente la proto-étoiles, et au final contraindre le rôle du champ magnétique pendant la formation des étoiles de type solaire.



Nous avons un grand jeu de données ALMA, comprenant des observations de plusieurs espèces moléculaires, dans une proto-étoile proche. Le projet de thèse visera à analyser ces données, à les interpréter avec l'aide de la carte du champ magnétique que nous avons obtenue pour cette proto-étoile, et enfin comparer les conditions locales et l'efficacité du freinage magnétique aux prédictions de simulations numériques MHD avec transfert radiatif.

Les amas de galaxies sont - avec les supernovae, le CMB et les oscillations baryoniques - une sonde majeure pour tester les différents modèles cosmologiques. Les comptages d’amas et leur distribution spatiale dans des grands volumes d’univers sont très sensibles à l’équation d’état de l’énergie noire car celle-ci influe sur le volume (effet géométrique) et le facteur de croissance des perturbations de matière (effet gravitationnel). Il existe actuellement une dissension inexpliquée entre les contraintes cosmologiques tirées du CMB et celles provenant des amas des galaxies.

La thèse se situe dans le cadre du projet XXL qui est le plus grand survey extragalactique réalisé par XMM (50 deg2), l’observatoire de l'ESA opérant dans le domaine des rayons X. Le but ultime du projet est de contraindre l’équation d’état de l’énergie noire à l’aide des quelque 500 amas de galaxies nouvellement découverts dans le survey. En plus de la bande X, il existe des observations dans de nombreuses longueurs d’onde (infra-rouge, optique, millimétrique, radio) ainsi que des simulations numériques à haute résolution. Les observations XMM ont été effectuées de 2011 à 2013 et une première série de 14 articles concernant des échantillons restreints et brillants est sortie en 2016.

Le sujet de thèse est particulièrement d’actualité, puisque les comptages d’amas provenant de deux surveys indépendants, qui impliquent des méthodes de détection et domaines de masse très différents (Planck S-Z 2015 article XXIV ; XXL 2016 article II), apparaissent incompatibles avec les paramètres cosmologiques du CMB. La thèse se situe dans la dernière phase du projet en proposant une étude détaillée des facteurs affectant la modélisation cosmologique des résultats. Ceci concerne en particulier l’évolution des propriétés physiques des amas qui influent sur leur détection ainsi que la mesure de leurs masses. Il faudra inclure ces facteurs dans l’analyse cosmologique finale qui étendra les résultats présents sur 100 amas à l’échantillon complet de ~ 500 amas.



Moyens à mettre en œuvre durant la thèse :

Modèles cosmologiques et d’évolution des amas ; chaine de traitement d’image X ; observations multi-longueurs d’onde d’amas de galaxies ; résultats de simulations numériques.

Logiciel d’analyse cosmologique original développé à Saclay, qui repose exclusivement sur la modélisation des paramètres observables en X.

Tout est disponible ; l’étudiant devra devenir rapidement opérationnel en ces domaines.

Cadre de travail :

Consortium international de regroupant une centaine de chercheurs et structuré en projets personnels bien définis.



Site du projet XXL :

http://irfu.cea.fr/xxl

Voir onglet ‘publications’ pour la première série d’articles et les présentations des derniers résultats à des colloques internationaux.

Références du logiciel d’analyse cosmologique :

https://arxiv.org/abs/1609.07762

https://arxiv.org/abs/1710.01569



Excellents candidats recherchés. Bonne connaissance de l’anglais nécessaire.

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 e´mission 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.

La mise en évidence de l’accélération de l’expansion de l’Univers a déclenché un vaste programme de recherche en vue d’identifier et de comprendre le phénomène « d’énergie noire ».



Depuis dix ans, l’empreinte laissée par les oscillations acoustiques de baryons (BAO) dans la distribution des galaxies est utilisée comme une « règle standard » pour mesurer la géométrie de l’Univers et les paramètres cosmologiques. Aujourd’hui, la communauté se tourne vers l’étude de l'anisotropie de la fonction de correlation des traceurs de la matière qui est un moyen unique de contraindre le taux d'expansion de l'Univers et de tester des éventuelles modifications de la gravité par la mesure du taux de croissance des grandes structures cosmiques.



Pour réaliser ces mesures nous utilisons les données des grands relevés spectroscopiques eBOSS (2014-2019) et Desi (2019-2025). Ces relevés permettent de mesurer le décalage vers le rouge (z, redshift) de millions d'objets astrophysique qui sont utilisés pour réaliser une cartographie tri-dimensionnelle de la distribution de matière dans l'Univers. Dans le cadre du travail proposé nous utiliserons les quasars, sources de lumière les plus brillantes de l'Univers, pour sonder l'Univers dans un domaine de redshift entre 0.8 et 2.2 qui est encore peu exploré. L'estimation de la précision de la mesure sera faite au moyen de simulations numériques dont les paramètres cosmologiques sont connus.



Par ailleurs, la corrélation entre les quasars avec d'autres sondes cosmologique comme l'effet de lentille gravitationnel du fond diffus cosmologique permet d'accéder à de nouvelles observables. Ceci constitue un moyen prometteur de tester les éventuelles modifications de la gravité.

Depuis 1995 nous avons aujourd’hui détecté des planètes autour de ~2800 étoiles. Au moins 20% de ces étoiles sont en fait hôte de plusieurs planètes (http://exoplanet.eu/). L’architecture actuelle des systèmes compacts observés, essentielle pour l’habitabilité des exoplanètes, ainsi que l’état rotationnel des planètes est le produit d’une évolution complexe jointe de l’étoile centrale et de ses planètes.

Le but de cette thèse est 1) de modéliser la dynamique des atmosphères en interaction avec l’étoile en utilisant des modèles ab-initio pour les interactions magnétiques et les interactions de marée et en tirer des prescriptions pour la perte de masse de l’atmosphère et le couple de marée appliqué sur la planète; et 2) d’utiliser les prescriptions issues de ces développements théoriques pour améliorer la physique prise en compte dans la modélisation de l’évolution orbitale et rotationnelle des planètes de systèmes multi-planétaires.

L’observatoire spatial submillimétrique Herschel a révolutionné certains domaines de l’astrophysique, comme par exemple celui de la formation des étoiles, en montrant que ces dernières se forment majoritairement au sein de filaments de gaz et de poussière. La question importante du rôle du champ magnétique au sein de ces structures se pose alors et ne peut pas être résolue par les instruments d’astrophysique actuels. L’instrument Safari-Pol, installé sur le futur observatoire international spatial SPICA et proposé par le CEA Saclay sera notamment capable de détecter une grande variété de filaments dans l’infrarouge lointain, ainsi que leur éventuel champ magnétique associé (au travers de la polarisation du rayonnement provenant de ces régions).

Safari-Pol contiendra 3 plans focaux de bolomètres silicium cryogéniques actuellement développés par le CEA (LETI et Saclay). Il s’agit de détecteurs innovants, fonctionnant à 50 mK, possédant une très grande sensibilité et dont chaque pixel est intrinsèquement sensible à la polarisation du rayonnement incident.

L’objet de cette thèse, sera dans un premier temps, de modéliser, et de tester les bolomètres de Safari-Pol (mesure de la sensibilité, de la constante de temps, cross-polarisation, etc…). Ensuite, le candidat proposera et testera une ou des solutions technologiques d’adaptation aux conditions d’observation sur un ballon stratosphérique et sur un télescope au sol qui sont des moyens d’observation parfaitement complémentaires de l’espace. Ce travail s’accompagnera d’une étude des modes d’observation envisagés (sol et ballon) et de leurs performances attendues.

La nature de l’énergie noire (Dark Energy, DE), responsable de l’accélération de l’expansion de

l’Univers, est l’un des plus grands défis actuels de la cosmologie. S’agit-il d’une constante, d’un

fluide ou encore d’un indice que la théorie de la Relativité Générale d’Einstein doit être modifiée

(Modified Gravity, MG) à très grande échelle’ Pour résoudre ce problème fondamental, la

communauté scientifique a lancé de nombreux projets observationnels, et une grande quantité de

données, provenant de différentes sondes, sera bientôt disponible.

Le PhD engagé dans le cadre de ce projet sera à l’interface entre la théorie et les observations, afin

d’obtenir le meilleur retour scientifique sur ces investissements effectués, en particulier par

l’Europe et la France.

Ce projet a pour objectifs: i) le développement de la vraisemblance pour l'analyse des données des

missions CFIS et Euclid ii) comparer les nouvelles données disponibles à des approches

théoriques générales afin d’étudier la nature de la DE et de la MG iii) combiner différentes sondes

afin d’identifier, de contraindre ou d’exclure des classes de modèles cosmologiques. Cela permettra de combiner les données de différentes sondes afin de détecter, contraindre et exclure

des classes entières de modèles. Enfin, cela permettra éventuellement de confirmer ou d'infirmer la

théorie d’Einstein, menant ainsi à de nouvelles pistes en physique fondamentale.

Les étoiles se forment en amas sous l'influence de la gravité qui provoque un effondrement gravitationnel des nuages moléculaires. Au cours de ce processus les étoiles exercent une retro-action sur le nuage par l'intermédiaire de différents processus tels que l'émission de rayonnement ionisant ainsi que des jets et flots émis au moment de l'accrétion du gaz sur l'étoile. L'influence de ces processus apparait comme étant déterminante pour comprendre l'évolution des amas, la vitesse à laquelle ils forment des étoiles et sans doute également la distribution en masse des étoiles formées. Cette influence est encore mal comprise et doit être quantifiée, notamment car de nouvelles observations sont disponibles, aussi bien sur l'état du gaz avec Alma que sur les populations stellaires avec Gaia. L'objectif de la thèse consistera à réaliser des simulations numériques de ce processus à l'aide du code à maillage adaptatif RAMSES. Il conviendra dans un premier temps d'implémenter les jets et outflows dans le code puis dans un second temps d'explorer leurs conséquences sur la formation des amas.

En 2018, 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.



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 comme lors de la fusion récente de deux étoiles à neutrons en

2017, sursaut radio rapide, éruption radio d’origine inconnue …).



Le programme ThunderKAT a reçu une attribution en temps de ~3000 h de télescope avec le meilleur

télescope radio au monde. A cela, il faut ajouter, l’accès privatif à toutes les données du télescope afin de

rechercher tout phénomène transitoire dans les autres programmes d’observation. La thèse proposée

s'inscrit donc dans le cadre de suivi multi-longueurs d'onde de phénomènes explosifs avec les instruments les

plus sensibles au monde.

Contexte : La découverte, par l'observatoire LIGO-Virgo le 14 septembre 2015, d'ondes gravitationnelles (OG) issues de la fusion de deux trous noirs de masse stellaire, applaudie par l'ensemble de la communauté scientifique, fut inattendue en terme de sources astrophysiques : deux trous noirs stellaires aussi massifs (~ 30 masses solaires) n'avaient jamais été vus auparavant, bien qu'ils constituent probablement le sommet de l'iceberg. A partir de cette détection, plusieurs questions se sont immédiatement posées : comment de tels trous noirs peuvent-ils se former, et combien y en a-t-il dans notre Univers local et au-delà ’ Puis, la deuxième percée est venue avec la détection d'une kilonova associée à une fusion de deux étoiles à neutrons, le 17 août 2017. D'autres questions surgirent, telles que la nature du résultat d'une telle fusion. Plus généralement, l'une des questions les plus fondamentales, en termes d'astrophysique et de physique, concerne la nature des progéniteurs qui finiront par fusionner. Enfin, nous savons maintenant que de nombreuses fusions de ce type seront détectées par les observatoires OG actuels et futurs, mais nous ne savons pas quel sera le taux exact.



Objets d’étude : Les binaires stellaires hébergeant des objets compacts (en particulier les étoiles à neutrons et les trous noirs) constituent les meilleurs progéniteurs, évoluant jusqu'à fusionner en binaires de trous noirs, d’étoiles à neutrons ou d’étoiles à neutrons / trous noirs, et émettre des OG. L'évolution globale de ces binaires est encore sujette à de nombreuses incertitudes de certains paramètres de l’évolution des binaires, tels que : le kick reçu lors de la supernova, les effets de métallicité sur les vents stellaires, la phase d’enveloppe commune, déterminante pour la survie ou non du système binaire, le spin de chaque objet etc.



Objectifs : Pour répondre aux questions d’astrophysique et de physique fondamentale décrites ci-dessus, nous avons besoin d'un cadre commun, rassemblant la connaissance des objets astrophysiques tels que les binaires hébergeant des objets compacts, avec l'expertise scientifique et instrumentale des détecteurs d’ondes gravitationnelles. AIM et APC sont deux laboratoires idéaux pour entreprendre une telle étude à leur interface, offrant : i. une étude approfondie des binaires individuelles, une étude globale de l'ensemble des binaires, et une modélisation de l'évolution des populations binaires, afin de caractériser la nature des progéniteurs de fusion ; et ii. l'expertise des détecteurs OG, la connaissance des détections et une estimation observationnelle des taux de fusion selon la sensibilité du détecteur. Le (la) candidat(e) s’insérera dans le groupe «Rates & Populations » au sein de la collaboration Advanced LIGO – Advanced Virgo.



Description : Au cours de cette thèse, nous modéliserons l’évolution des systèmes binaires en utilisant le code MESA : (http://mesa.sourceforge.net/binary_controls_defaults.html) afin de contraindre les paramètres encore mal connus (kick, métallicité, enveloppe commune, spin, etc). Nous utiliserons les nouvelles observations de binaires d’étoiles massives et de binaires accrétantes (obtenues à l’ESO ou délivrées par le satellite Gaia), pour en déduire des informations sur le mouvement propre –relié au kick–, sur les types spectraux de chacune des étoiles, et sur le fait que les binaires survivent ou non à la phase d’enveloppe commune (les binaires accrétantes contenant une étoile compagnon de faible masse sont vues après cette phase, alors que celles contenant une étoile de grande masse sont vues avant). Nous comparerons ensuite les prédictions des modèles (MESA) aux informations données par les observations (ESO, Gaia), dans le but de contraindre les paramètres mentionnés ci-dessus. L’utilisation de ces modèles, aux paramètres contraints, permettra ensuite de faire évoluer les systèmes jusqu’à la fusion, et d’estimer plus précisément le taux de fusion d’objets compacts (binaires d’étoiles à neutron et/ou de trous noirs). La comparaison de ces taux de fusion aux courbes de sensibilité des détecteurs OG permettra finalement d’ajuster le taux de détection des futurs détecteurs.

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.

La morphologie des galaxies de l’Univers distant, 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 groupes, 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 des masses stellaires 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 méthodes 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 télescope 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 des masses stellaires 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’observatoire CTA est sur le point de transformer notre vision du ciel à très haute énergie grâce à des performances 10 fois supérieures à celles des instruments existants et à des capacités inédites pour l’étude du ciel variable. L’objectif de la thèse est de contribuer à optimiser les performances de détection en temps réel de sources transitoires, en particulier les sursauts gamma et les contreparties aux ondes gravitationnelles.

La radioastronomie connaît aujourd’hui un nouvel âge d’or, avec l’émergence de nouveaux instruments sensibles, d’échelle continentale et entièrement numériques. Le gain brut en sensibilité apporté par ces instruments permet l’exploration et la réexploration de la fenêtre radio, depuis le sol (avec l’émergence des instruments comme LOFAR, LWA et SKA). À ces fréquences, il est possible de sonder d’une part, notre environnement dynamique proche (le Système Solaire, par l’étude de la couronne et du vent solaire; des émissions sporadiques radio solaires et planétaires) et d’autre part, l’Univers lointain (par l’étude du fond radio galactique et de sources galactiques et extragalactiques mais également des émissions du fond, notamment les Âges Sombres - dark ages). L’imagerie radio nécessite toutefois de passer par une étape de reconstruction d’image, qui consiste à obtenir une image de bonne qualité à partir d’une mesure incomplète de l’espace de Fourier. Des progrès significatifs ont été faits ces dernières années, en particulier grace aux techniques de Compressed Sensing et reconstruction parcimonieuses [1,2]. Une fois les images restaurées, la phase d’interpretation peut commencer. Il s’agit souvent de detecter les sources et de deriver leur comportement spectral. En radio, il s’agira donc d’explorer des méthodes efficaces pour effectuer une reconstruction non ambiguë de l’indice spectral de sources radio à partir de données parcellaires prise dans une large bande. L’enjeu est d’également pouvoir produire des images à « grand champ » (10k x 10k pixels) correspondant aux nouveaux modes d’observation des futurs relevés radio. Ce mode nécessite la prise en compte d’effets instrumentaux dépendants de la direction.

Le but de cette thèse est de supprimer le traitement des données en deux étapes (reconstruction d'image et interpretation), et de poser directement le problème comme un problème inverse semi-paramétrique, où un ensemble de paramètres décrivent les données, mais sans avoir aucune information sur la distribution spatiale de ces paramètres.





References:

H. Garsden, J. Girard, J.-L. Starck, S. Corbel, C. Tasse et al, "LOFAR Sparse Image Reconstruction", Astronomy and Astrophysics, 575, A90, 2015.

M. Jiang, J. Bobin and J.-L. Starck, "Joint Multichannel Deconvolution and Blind Source Separation", SIAM Journal on Imaging Sciences, 10, 4, pp. 1997-2021, 2017.

At redshifts of z=2 to 3, the epoch of the peak star formation and black hole activity in the Universe, the first giant dark matter halos were also growing very rapidly, and baryons falling into their deep potential wells induced prodigiously vigorous activity leading to the major phases of galaxy and black hole assembly, often hidden by dust. These early phases for the evolution of galaxies are expected to be crucial to lead to the formation of their dominant early type galaxy population (via quenching mechanisms still poorly understood) and well relaxed hot gas atmospheres, as observed in local massive galaxy clusters (via some sort of yet unknown feedback between galaxies and the hot gas, leading to energy and entropy injection affecting its thermodynamic evolution). The overall physical processes relevant for galaxies and structures evolution in the first forming clusters are still largely poorly mapped, and yet not well understood. But increasing interest and efforts in the community coupled with emerging observational results and prospects for future mission (e.g., JWST, Euclid and Athena) make this research field one of the most hot and promising in the current domain of galaxies and structure formation. I propose a PhD thesis in Saclay in this research field, based on new observations with ALMA, NOEMA, Herschel, HST and Keck of two dense structures discovered by our research groups at z=2 and 2.5 (Gobat et al 2011; 2013; Wang et al 2016) and a new forming cluster found at z=2.91. The student will be responsible of the final reduction, analysis and interpretation of a substantial amount of data we obtained

with the new and revolutionary Keck Cosmic Web Imager, allowing for the first time 3D spectroscopy in the blue over large fields, down to wavelengths not accessible to the MUSE instrument at the VLT. These Keck data have revealed giant clouds of cold gas extending over 100kpc or more at the cluster cores, detected from their Lya emission. The high level goal of the thesis will be to observationally characterise and understand the nature, origin and fate of these giant reservoirs of cold gas. This will be done in particular in connection with galaxy activity present in the clusters, that will be probed by HST multicolour imaging (to reveal morphologies, stellar populations and merging rates possibly connected to galaxy stripping and production of inter cluster material) and with NOEMA, ALMA and Herschel (to study gas reservoirs, star formation hidden by dust and the state of the interstellar medium). The cold gas might eventually result to be a first convincing smoking gun of cold flow accretion to massive dark matter halos required by theory to justify the vigorous galaxy activity present at high redshift. Such smoking gun has long been sought observationally at high redshifts but never convincingly detected yet. Possible evidences leading to this could be connected with the morphology of the Lya gas, large kinematics and metal enrichment, that we will be able to investigate with existing data and with future observations. The student will be, in fact, involved during the PhD in a vigorous effort of proposing for Keck, VLT and ALMA/NOEMA time, to foster this science, with a resulting expertise in all aspects of observational astronomy, including experience with dealing with truly multi-wavelength datasets.

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 2019, 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.