Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers

Le champ magnétique intergalactique qui baigne les vides cosmiques est très probablement une relique des premiers instants de l’Univers. Le but de cette thèse est de chercher les signatures de ce champ dans les observations de sursauts gamma à très haute énergie, et notamment de prédire les capacités du futur observatoire CTA à contraindre ses propriétés. Il s’agit d’un travail qui mêle étroitement modélisation théorique et analyse de données simulées de CTA.

Depuis Jupiter et Saturne dans notre système solaire jusqu’aux Jupiters/Saturnes « chauds » observés dans les systèmes extrasolaires, les planètes géantes gazeuses sont des objets dynamiques aussi complexes que fascinants. Ainsi, comme on peut l’observer à leur surface, ce sont des objets turbulents en rotation magnétisés qui interagissent fortement avec leur environnement, leurs lunes dans le cas de Jupiter et de Saturne et l’étoile hôte dans le cas des Jupiters/Saturnes « chauds » qui ont une période orbitale très courte. Dans ces systèmes, les forces d’interaction de marées, les ondes qu’elles génèrent (l’équivalent dans les planètes géantes des ondes de marées océaniques sur Terre) et leur dissipation jouent un rôle crucial pour l’évolution des orbites et de la rotation de la planète. Dans ce contexte, notre connaissance des planètes géantes et des marées en leur sein a connu plusieurs révolutions. D’une part, l’astrométrie de haute précision et la sonde CASSINI (NASA/ESA) ont démontré que la dissipation de marée est dix fois plus intense qu’attendue dans Jupiter et Saturne. D’autre part, les grands relevés photométriques Kepler/K2 et TESS (NASA) observent une grande diversité d’architectures orbitales pour les systèmes extrasolaires, en particulier dans le cas des Jupiters et des Saturnes « chauds » qui ont une orbite très proche de leur étoile et qui semblent être le site d’une dissipation moins intense que dans Jupiter et Saturne. Enfin, la sonde JUNO (NASA) et le grand finale de la sonde CASSINI ont révélé la structure et la dynamique internes de Jupiter et de Saturne: les intenses vents azimutaux observés à leur surface sont confinés dans leurs couches les plus externes du fait de l’action du champ magnétique dans les régions plus internes tandis que les éléments lourds contenus dans le noyau se mélangent au sein de la profonde enveloppe gazeuse dont ils modifient la structure. L’objectif de ce projet de thèse est donc de construire les nouveaux modèles cohérents de dissipation des ondes de marées dans l’intérieur des (exo-)planètes géantes gazeuses qui sont indispensables pour la compréhension de leurs systèmes et qui prendront en compte l’ensemble de ces phénomènes complexes et des nouvelles contraintes observationnelles. Ils seront ensuite appliqués pour prédire l’évolution des systèmes planétaires en support des missions spatiales en cours et à venir dans lesquelles le Département d’Astrophysique du CEA/IRFU est fortement impliqué (JWST, PLATO, ARIEL).

L’un des enjeux majeurs de l’astrophysique consiste à comprendre comment les galaxies assemblent leur masse, donnent naissance à leurs étoiles et trous noirs supermassifs au cours du temps, et comment cet assemblage dépend de leur évolution interne et/ou de facteurs externes tels que les halo de matière noire et les fusions galactiques. À ce jour, notre compréhension de l’histoire cosmique de la formation d’étoiles reste largement incomplète sur la période clé des 3 milliards d'années qui ont suivi la réionisation, i.e. entre z~6 - quand les galaxies avaient formé moins de 1% de leurs étoiles actuelles - jusqu'à l’époque du pic de formation d'étoiles autour de z~1.5. ’Au cours de cette thèse, l’étudiant bénéficiera d’un ensemble de données uniques – principalement issues de l’interféromètre ALMA et du James Webb Space Telescope (JWST) – qui lui permettront de quantifier cette période de l’histoire de l'activité de formation d’étoiles, de la croissance en masse et de l'évolution morphologique des galaxies. Lever l’incertitude sur cette époque aura donc un impact majeur sur notre compréhension de la formation des structures dans l’univers, voire de notre cosmologie, et c’est l’un des objectifs majeurs de notre programme sur le JWST.

Les mesures des propriétés statistiques de la structure de l’univers à grande échelle (LSS) fournissent des informations sur la physique qui a généré les fluctuations primordiales de densité. En particulier, elles permettent de distinguer différents modèles d’inflation cosmique en mesurant la non-gaussianité primordiale (PNG), l’écart par rapport aux conditions initiales du champ aléatoire gaussien.



Notre plan pour étudier la PNG consiste à utiliser un relevé spectroscopique, DESI, dont les observations débuteront au cours de l’automne 2019. Les structures à grande échelle seront mesurées avec deux traceurs différents de la matière: des quasars d’une part, et des galaxies à raies d’émission (ELG), qui sont des galaxies formant des étoiles, d’autre part. Ces deux traceurs nous permettent de couvrir une large plage de redshift allant de 0.6 à 2.5.



DESI réalisera un relevé 3D de dizaines de millions de galaxies et de quasars en 5 ans sur 14 000 degrés carrés. Les observations auront lieu auprès du télescope Mayall de 4 m en Arizona.



Au cours de sa première année de thèse, le doctorant participera à la mise en service du nouvel instrument et à la validation du relevé. En particulier, il/elle sera responsable de la validation de la sélection des objets ELG et quasar. Il/elle étudiera ensuite la fonction de corrélation à grande échelle de ces traceurs afin de mesurer la PNG. Avec la première année d’observation de DESI, nous devrions atteindre une sensibilité meilleure que toutes les mesures antérieures reposant sur l’étude des structures à grande échelle.

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.

Le relevé DESI devrait être trois fois plus précis que SDSS IV. La prise de données commence en 2020 et se terminera en 2025. Le doctorant participera à la mesure ainsi qu'à l'étude de simulations de spectres de quasars pour estimer les effets systématiques.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 sera dans un cadre favorable car les équipes françaises (LPNHE et CEA Saclay) ont un rôle leader au sein de SDSS et de DESI sur les études Lyman-alpha. Il développera ses connaissances et capacités en cosmologie, statistique, traitement et ajustement de données, étude des effets systématiques, et informatique: Python et éventuellement C et C++, gestion de grande quantités de données et utilisation de fermes de processeurs. Il présentera ses travaux en anglais lors de téléconférences hebdomadaires et de réunions de collaboration aux Etats Unis et en Europe.

Euclid est une mission de l’ESA de référence internationale en cosmologie qui doit être lancée en 2022. Dans ce cadre, le laboratoire AIM qui est à l’origine de la mission, a un certain nombre de responsabilités à des postes clés dans le management, le développement instrumental, le segment-sol et la science associée. La sensibilité d’Euclid devrait permettre une détection aveugle des amas de galaxies à partir de leurs effets de lentilles gravitationnelles i.e. étroitement liés à la masse totale projetée. Ce point combiné avec la taille du relevé (15 000 deg2) devrait permettre de construire un catalogue d’amas de galaxies unique de par sa taille et ses caractéristiques de sélection. Contrairement aux catalogues d’amas de galaxies construits jusqu’à maintenant qui sont détectés par leur contenu baryonique (e.g. via le contenu en gas de l’amas en X ou via l’effet Sunyaev-Zeldovich (SZ) aux longueurs d’ondes millimétriques ou encore via les emissions dans le visible des galaxies), le catalogue d’amas détectés par effet de lentille gravitationnelle est directement lié à la masse totale des amas et de ce fait vraiment représentatif de la vraie population d’amas de galaxies. Cela devrait apporter de nouvelles contraintes sur l’abondance des amas de galaxies, et ainsi avoir des implications en cosmologie. Le laboratoire AIM est aussi fortement impliqué dans le relevé CFIS (PI : Jean-Charles Cuillandre) qui est en cours et qui doit fournir une partie des données sol nécessaires à la mission Euclid. Les données CFIS sont suffisantes pour tester la détection aveugle des amas de galaxies par leurs effets de lentilles gravitationnelles, pour les amas les plus massifs. Dans ce contexte, le laboratoire AIM est également fortement impliqué dans le projet XMM-Heritage (PI : Monique Arnaud) dont les observations sont en cours. Ce projet s’étale sur plusieurs années et prévoit d’observer avec le telescope XMM-Newton 118 amas de galaxies, sélectionnés entre 0.05 < z < 0.6 via leur effet SZ. Un des enjeux principaux de ce programme est d’obtenir pour la première fois des données X de qualité homogène, sur un aussi large échantillon d’amas de galaxies. Un point important est que la stratégie de sélection de ces objets a été faite en synergie avec les relevés Euclid et CFIS permettant une comparaison directe des objets et ainsi une bonne caractérisation des effets de sélection des amas de galaxies. C’est dans ce contexte très stimulant que se situe ce projet de recherche qui vise à mettre au point des méthodes innovantes pour la construction du catalogue d’amas de galaxies détectés par effet de lentille gravitationnelle (d’abord CFIS puis Euclid) et de participer à son exploitation scientifique en le combinant avec les données XMM-Heritage.

Les couples stellaires sont légion dans notre Galaxie: plus de 70% des étoiles massives vivent en couple au cours de leur vie stellaire. Cette thèse a pour but d'étudier comment se forment ces binaires, comment elles évoluent, et quel est leur impact sur leur environnement.



Les étoiles massives vivent en couple...

Plusieurs révolutions se sont produites ces dernières années dans le domaine stellaire. La première est la réalisation que la plupart (plus de 70%) des étoiles massives vivent au sein d’un couple stellaire (Sana et al. 2012). Cette binarité a des conséquences majeures sur l'évolution des étoiles, fortement influencée par la présence d’un « compagnon », en particulier via le transfert de matière et de moment cinétique (Chaty 2013). Le destin de ces couples stellaires est déterminé par l’évolution de chaque composante, l’étoile la plus massive s’effondrant en premier lors de l’explosion de supernova, donnant naissance à une étoile à neutron ou à un trou noir (Tauris et al. 2017). C’est ainsi que naît un couple stellaire accrétant, formé d’un astre compact en orbite autour de son compagnon, parmi les astres les plus fascinants de l’Univers. L’étoile compagnon, massive, se caractérise par une éjection de vent plus ou moins conséquente en fonction de sa métallicité, et l'astre compact, baignant dans ce vent, attire une partie de cette matière, qui, accrétée, s'accumule à la surface, chauffée à des températures de plusieurs millions de degrés, émettant principalement dans le domaine des rayons X. Ces astres donnent régulièrement lieu à des variations extrêmes de luminosité, de plusieurs ordres de grandeur sur l’ensemble du spectre électromagnétique, sur des échelles de temps allant de la seconde au mois.



...jusqu’à fusionner...

La deuxième révolution est la détection, par les interféromètres de la collaboration LIGO/Virgo, d’ondes gravitationnelles provenant de la fusion de deux trous noirs (première détection en septembre 2015) puis de deux étoiles à neutron (août 2017). Cette fusion intervient à la fin de la vie de certains couples stellaires, dépendant de leur masse, de leur séparation orbitale, et de plusieurs autres paramètres en jeu lors de leur évolution. La fusion d’étoiles à neutron s’accompagne d’une émission d’ondes électromagnétiques, nommée kilonova, et des observations spectroscopiques ont prouvé que des atomes lourds étaient créés lors de cet événement, via le « processus rapide » de nucléosynthèse (r-process).



...avec un impact sur leur environnement!

Il est aujourd’hui établi que l’effondrement d’étoiles massives en supernova joue un rôle clé dans l'enrichissement du milieu interstellaire -depuis les atomes lourds jusqu’aux molécules complexes-, ainsi que dans le déclenchement de la formation de nouvelles étoiles. Par contre, l’impact du vent de ces étoiles massives sur leur environnement, tout au long de leur vie, a été longtemps négligé. Or cette matière éjectée se disperse dans le milieu environnant, jusqu’à entrer en collision avec un milieu interstellaire dense, potentiellement à l’origine du déclenchement de nouvelles formations d’étoiles, comme suggéré par des observations du satellite Herschel (Chaty et al. 2012). Enfin, les observations récentes de r-process concomitant à la détection d’une kilonova montrent que la fusion de deux étoiles à neutron est un élément important (voire même majoritaire) de nucléosynthèse dans la Galaxie.



Cette thèse, couvrant divers domaines de l’astrophysique, propose d'étudier comment se forment ces formidables couples d’étoiles massives, dont le rôle est primordial au sein du cycle de la matière, comment ils évoluent, et quel est leur impact sur leur environnement, en se basant sur des observations multi-longueur d’onde (ESO, Gaia…).

JWST will be launched in 2021, with an important participation from ESA, CNES and CEA for the mid-infrared instrument MIRI. JWST capabilities are revolutionary, compared to the existing state of the art, in terms of resolution and sensitivity over the 1- 30’m wavelength range, where stars and (warm) dust emit their light from galaxies at high redshift. For the first time JWST will provide spatially resolved photometry up to the mid-IR (at least 10’m, with NIRCAM and MIRI) with sub-arcsec resolution. The competitive exploitation of the data for scientific endeavors will require the mastering of the data, deeply understanding the reduction, treatment and developing tools to foster the analysis. I propose a PhD thesis in Saclay as a collaborative effort between experts from ’MICE, the Centre of Expertise for MIRI’, developed at CEA/Irfu/DAp, and with researchers in galaxy formation and evolution. The student will be responsible for developing new high level software for the analysis of resolved imaging data from MIRI and NIRCAM, modeling and understand the resolution, ’pixelization’ and PSF convolution effects. This will include high-level software to create spatially resolved maps of physical parameters (stellar mass, dust attenuation, stellar age, star formation rate) and pixel-by-pixel spectral energy distributions. The student will work on testing and improving the existing MIRI simulator, adapting it to the case of resolved observations of distant galaxies. The results of the efforts will be shared with several of the CEA Saclay groups in the spirit of fostering our expertise and efficiency in the early use of the groundbreaking JWST data. This work will be based on data from our recently approved Early Release Science (ERS) project observing with a suite of JWST instruments (NIRCAM, NIRSPEC, and MIRI) on well-studied cosmological fields. This ERS project is lead by S. Finkelstein at the University of Texas and includes E. Daddi and D. Elbaz from CEA-Saclay among the international teams of proposers. These observations will be among the first delivered by JWST, in parallel with those from GTO teams.

The student will ultimately use the Early Release Science data on cosmological fields to search for ongoing hidden merger events and AGN components resolved inside galaxies, by distinguishing them from the whole galaxy (e.g., nuclear events, or similar), and constraining the growth of inner bulges with passive and/or active stellar populations. This research is based on recent discoveries from our team at the peak of galaxy formation z=1-4. Eventually this research will lead to the first realistic estimates of the relevance of these widely discussed and hot topics.

La formation des étoiles est un aspect fondamental de l'évolution de l'Univers. Étrangement cet aspect reste mal compris du fait de la combinaison d'un grand nombre de processus physique complexe : instabilités diverses (dynamique, chimique, thermique), turbulence magnétisée, gravité, injection d'énergie par les étoiles elles-même. Cette physique multi-échelles et multi-processus impose que ce problème soit maintenant étudié à l'aide de simulations numériques de plus en plus sophistiquées. D'importants progrès ont été fait au point que nous sommes maintenant dans une situation où les contraintes observationnelles viennent à manquer pour identifier le scénario exact. Ceci est en partie causé par la difficulté à comparer quantitativement les observations et les simulations numériques. Dans ce contexte, la science des données apportent de nouvelles perspectives d'exploration des données et, en particulier concernant l'identification de nouvelles métriques pour comparer simulations et observations.

Le sujet de cette thèse de doctorat est de définir un cadre permettant d'estimer les paramètres physique (intensité du champ magnétique, température du gaz, densité, spectre de puissance de la vitesse) de différentes région du milieu interstellaire en appliquant des outils statistiques à des observations hyper-spectrales 21 cm obtenues au radio-interféromètre ASKAP, précurseur australien de SKA. Le développement des outils se fera sur la base d'un apprentissage à partir d'un jeu de simulations numériques représentatives des régions observées (milieu interstellaire atomique, diffus à haute latitude galactique). Ce sujet est rendu possible grâce à la combinaison d'expertises présentes dans la collaboration Hyperstars qui réunit des experts du processus de formation d'étoiles (M-A Miville-Deschênes et Patrick Hennebelle) et des experts de la science des données.

Nous proposons une thèse qui vise à fournir des outils clés et dont les résultats seront utilisés pour la collaboration Euclid et au-delà.

Le doctorant engagé(e) dans le cadre de ce projet sera à l’interface entre la théorie et les observations pour obtenir le meilleur rendement scientifique du grand investissement réalisé dans les missions spatiales comme Euclid, en particulier en Europe et par le CNES.

Les objectifs principaux sont:

1) apprendre à utiliser les codes de cross-correlation existants (tels que COSMOSIS, développé par Martin Kilbinger) et utiliser les données disponibles (telles que les données réelles ou simulées pour Euclid) pour tester la gravité modifiée modèles au-delà du LCDM (sous la supervision de Valeria Pettorino, experte dans le domaine);

2) étudier l'ampleur de la contribution de XC avec le regroupement spectroscopique de galaxies, utilisant potentiellement 3D WL (pour lequel un code a été validé par A. S. Mancini & V. Pettorino);

3) étudier les synergies avec d’autres sondes, telles que les données de BOSS / eBOSS (dont Vanina Rulhmann-Kleider est experte) et le fond diffus cosmologique de Planck (dont V.Pettorino est un membre de l’équipe CORE2 et un scientifique de Planck) ou encore avec les sondes à venir dans l’espace terrestre (expériences en ballon) qui fourniront (pendant la durée de la thèse) des spectres de polarisation avec une meilleure résolution à petite échelle.

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 astres 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 et 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'étude des exoplanètes est en plein essor. Depuis la détection de la 1ière exoplanète en 1995 par M. Mayor et D. Queloz (prix Nobel de Physique 2019), plus de 4000 exoplanètes ont été détectées. Le domaine est maintenant confronté à un nouveau défi : la caractérisation de l’atmosphère des exoplanètes. La connaissance de l’atmosphère amène des informations uniques pour contraindre la formation et l'évolution de l’exoplanète, son intérieur, voire la présence d’activité biologique, etc. cette caractérisation va prendre un essor considérable avec le lancement de 2 missions spatiales : le JWST en 2021 et la mission ARIEL, entièrement dédiée aux atmosphères d’exoplanètes, en 2028. L’atmosphère est étudiée à partir d’observations spectroscopiques dans l’infrarouge ; le niveau de stabilité instrumentale requis pour ces études est très élevé (jusqu’à 10 ppm sur une dizaine d’heures).

Le JWST n’a pas été conçu pour avoir la stabilité requise. Au cours de sa thèse l’étudiant-e déterminera la stabilité en vol de l’instrument MIRI du JWST, auquel le CEA a fortement contribué, la comparera avec celle prédite et analysera différentes méthodes pour améliorer la stabilité lors de la réduction des données. Le CEA est également fortement impliqué dans la mission ARIEL (maitrise d’oeuvre de l’instrument principal d’ARIEL : le spectromètre InfraRouge AIRS ; réalisation et tests de la chaine de détection). L’étudiant participera aux études de stabilité (tests en laboratoire de la chaine de détection, analyse des résultats, détermination des meilleurs modes d’opération, analyse système) afin de maximiser la stabilité instrumentale en amont du lancement.

Mots clefs : missions spatiales, détecteurs pour l'infrarouge, exoplanetes

Les amas de galaxies, situés aux nœuds de la toile cosmique, sont les plus grandes structures de l’Univers liées par la gravitation. Leur nombre et leur distribution spatiale sont très sensibles aux paramètres cosmologiques. Les amas constituent ainsi une sonde cosmologique performante. Elle a fait ses preuves ces dernières années (sondages Planck, South Pole Telescope, XXL, etc.) et promet de grandes avancées les prochaines années (sondages Euclid, LSST, CMB-S4, etc.).



Les prédictions théoriques du nombre d’amas et de leur distribution spatiale sont fonction des paramètres cosmologiques et de la masse des amas. Pour remonter aux paramètres cosmologiques à l’aide des sondages d’amas, il faut donc être capable de mesurer la masse des amas avec précision. L’erreur sur la mesure de masse est aujourd’hui l’erreur systématique principale pour la mesure des paramètres cosmologiques avec les amas. C’est pourquoi il est crucial d’améliorer cette mesure et de maitriser les erreurs associées.



La méthode la plus directe de mesure de masse des amas repose sur l’effet de lentille gravitationnelle. Celle-ci est maintenant utilisée de façon routinière dans les sondages aux longueurs d’onde visibles : un amas induit des distorsions de forme des galaxies d’arrière-plan. A partir de l’étude de ces distorsions, il est possible de reconstruire la masse de l’amas. Récemment, il a été possible de détecter ces distorsions aux longueurs millimétriques sur le fond diffus cosmologique (ou cosmic microwave background, CMB en anglais) au lieu des galaxies d’arrière-plan et de remonter à la masse des amas de cette façon. L’avantage principal d’utiliser le fond diffus cosmologique est qu’il est situé à très grande distance ce qui permet de mesurer la masse d’amas lointains ; il n’est pas possible de le faire avec les galaxies qui sont trop peu nombreuses en arrière-plan d’amas lointains.



L’Irfu/DPhP a développé les premiers outils de mesure de masse des amas de galaxies par effet de lentille gravitationnelle sur le fond diffus cosmologique pour la mission satellite Planck. Le travail de thèse consistera dans un premier temps à s’approprier ces outils puis les faire évoluer pour les rendre compatibles avec les données sol. Ils seront alors appliqués aux données publiques SPT-SZ puis SPT-SZ+Planck conjointement (https://pole.uchicago.edu).



Dans un second temps, les outils seront utilisés pour établir des stratégies d’observation et calculer les temps d’intégration nécessaires pour mesurer la masse des amas à partir des expériences millimétriques haute résolution au sol type NIKA2 (http://ipag.osug.fr/nika2/), seules puis conjointement avec Planck.



Les méthodes actuellement développées sont optimales pour les cartes en intensité totale et pour un régime en signal-sur-bruit faible. Les expériences futures auront un niveau de bruit beaucoup plus bas et seront très sensibles à la polarisation. Dans un troisième temps de la thèse, il faudra explorer de nouvelles méthodes d‘extraction de masse spécifiquement destinées aux futures expériences d’observation du fond diffus cosmologique comme CMB-S4 (https://cmb-s4.org), PICO (arXiv:1902.10541) ou CMB Backlight (arXiv: 1909.01592).



Enfin, on étudiera la précision sur les paramètres cosmologiques que l’on peut espérer obtenir à partir des catalogues d’amas, compte tenu des précisions attendues dans ces expériences futures sur la mesure de masse.

La recherche en astrophysique requiert le développement de caméras de très hautes performances embarquées dans des observatoires spatiaux. L’observation de l’univers dans la gamme des rayons X (spectro-imagerie X) nécessite des détecteurs formés de matrices de microcalorimètres fonctionnant à très basse température (50 mK). L’absorption par le détecteur d’un photon X provenant de l’objet céleste observé provoque une micro-élévation de température du détecteur. La mesure de cette élévation de température, qui permet de déterminer l’énergie du photon, requiert des micro-thermomètres ultra-sensibles, et une électronique cryogénique à très bas bruit capable de les lire.

Deux technologies de thermomètres ont été utilisées jusqu’ici : les thermomètres à transition métal-isolant (MIS) en silicium dopé, de haute impédance, et les thermomètres à transition supraconductrice (TES), de très basse impédance. Chacune nécessite une électronique très spécifique, soit à base de transistors HEMT pour s’adapter aux hautes impédances, soit à base de SQUID pour s’adapter aux très basses impédances. Les hautes impédances ont l’avantage d’une dissipation thermique sur l’étage de détection extrêmement réduite, ce qui autorise un grand nombre de pixels, tandis que les TES très basse impédance, plus sensibles que les MIS, facilitent l’obtention d’excellentes résolutions spectrales.

Il y a quelques années, un nouveau type de thermomètres a été mis au point par le CNRS/CSNSM : il s’agit de TES haute impédance, permettant potentiellement de concilier les avantages de l’un et l’autre types de détecteurs. Une première thèse a été réalisée dans notre laboratoire (2016 – 2019), avec pour objectif d’évaluer cette nouvelle voie en la mettant en œuvre pour la première fois, et en l’associant à une architecture électronique de lecture novatrice réalisant une contre-réaction électrothermique active. Cette thèse a mis en évidence le caractère extrêmement prometteur du dispositif par l’obtention de premières mesures expérimentales très intéressantes.

L’objectif de la nouvelle thèse proposée ici est de poursuivre ce travail exploratoire en lui faisant franchir une nouvelle étape majeure : valider la faisabilité d’une matrice de plusieurs milliers de pixels à partir de cette nouvelle technologie. Pour cela le travail s’orientera selon deux axes parallèles : d’une part mener à bien un travail complet d’amélioration et d’optimisation destiné à tirer du dispositif ses meilleures performances, et d’autre part concevoir et tester le système électronique intégré (ASIC) de multiplexage indispensable à la réalisation de futures grandes matrices.

La difficulté principale tient dans les conditions de mise en œuvre du système : le détecteur doit être placé dans un cryo-générateur pour être refroidi à très basse température (50 mK), et doté d’une électronique cryogénique, à concevoir, fonctionnant à 4 K. Celle-ci devra assurer non seulement le multiplexage et l’amplification du signal mais également, en dépit de ce multiplexage, le maintien d’une contre-réaction électrothermique active des détecteurs, et ceci tout en satisfaisant aux contraintes de bruit et de dissipation thermique extrêmement sévères qu’exige la cryogénie spatiale.

La découverte directe récente des ondes gravitationnelles (OG) émises par la fusion

de deux objects compactes et massives a ouvre une nouvelle fenêtre sur l'Univers.

La contrepartie électro-magnétique (EM) de l'évènement GW170817 a commencé une

époque multi-messager pour l'astronomie. Des observations jonts OG et EM founisseront

une route vers une compréhension meilleure de la physique et le taux des processus

violents des fusions des trous noirs et des étoiles à neutron, et des propriétés

des galaxies d'hôte et des populations stellaires.



Pour identifier des OGs transients à l'aide des observations de suivi rapide à

travers la range spectrale, des relevés de galaxies dans l'ultraviolet,

l'optique, et l'infrarouge sont de très haute importance. Ce thèse explorera

la synergie et complémentarité de deux missions spatiales prochaines: le satellite

Euclid de l'ESA (lancement en 2022), et CSST, le télescope spatiale de la station

spatiale Chinoise (prévu pour 2024). Les deux expériences couvreront une grande

partie du ciel extra-galactique, avec une surface jointe de 15,000 deg^2.

Les données en rayons X obtenues par les satellites en rayons X sont multidimensionnelles par nature. Pour chaque photon la position et l'énergie sont enregistrés. Ce sujet propose de développer de nouvelles méthodes d'analyses multidimensionnelles mêlant apprentissage machine et méthode de séparation de sources. En particulier, nous voulons développer ici un apprentissage pour décomposer les données sur une base de spectres physiques réalistes.

L'objectif scientifique est de pouvoir déconvoluer la structure tri-dimensionelle (x,y,z) et cartographier à petite échelle spatiale les paramètres physiques sous jacents (indice spectral de l'émission synchrotron, densité, température et abondance du gaz chaud) dans les sources étendues telles que les amas de galaxies et les vestiges de supernova. Ces méthodes sont cruciales pour pouvoir pleinement exploiter les données des futures spectro-imageurs en rayons X tels que le X-IFU (satellite Athéna en préparation) dans lequel le CEA est fortement impliqué.

Les sursauts gamma, découverts de manière fortuite à la fin des années 60, sont les explosions les plus violentes de l’Univers. Leur étude est complexe car elle nécessite la mise en orbite d’un télescope gamma pour les détecter et les localiser. L’ensemble des données récoltées a permis d’établir un scénario scientifique global dont les grandes lignes sont les suivantes : les sursauts gamma sont des explosions stellaires qui aboutissent à la formation d’un trou noir et à l’éjection de jets de matière propulsés à des vitesses très proches de celle de la lumière. Lorsque le jet est orienté vers la Terre, un observateur voit une source extrêmement brillante, qui décroît rapidement au cours du temps. Un sursaut gamma typique comprend une phase émissive prompte qui dure quelques secondes, suivie d’une émission rémanente émise lorsque le jet percute violement le milieu environnant.

La mission franco-chinoise SVOM qui sera lancé fin 2021 aura comme objectif principal d’établir un échantillon de 30 à 40 sursauts gamma par an avec une description la plus complète possible. Grâce à ses instruments déployés dans l’espace et au sol, pour la première fois l’émission prompte des sursauts sera observée sur plus de trois décades en énergie et l’émission rémanente associée sera étudiée en X, en visible et en infrarouge proche.

Le sujet de thèse proposé consiste à étudier conjointement, à partir du catalogue de sursauts détectés par la mission SVOM, la phase prompte et l’évolution de la rémanence sur une durée de quelques jours. L’interprétation de ces observations nous renseignera sur la nature du jet, sur l’accélération de particules, sur la production de rayonnement dans le jet et dans le milieu environnant choqué par le jet, sur les propriétés de ce même milieu (vent stellaire, milieu interstellaire, nuage moléculaire) et sur la nature de l’astre qui a explosé.