Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers

Alors que l’Univers est en expansion, à une vitesse croissante, la question de savoir ce qui cause l’accélération cosmique n’est pas encore résolue. L’accélération semble agir contre l’attraction gravitationnelle, comme si une nouvelle source d’énergie, l’énergie sombre, en était responsable.

Cette proposition de doctorat est destinée à contribuer à la mission spatiale Euclid de l’ESA, qui sera lancé en 2022, observera comment les galaxies se sont formées pour dévoiler la nature de l’énergie noire et de la matière noire.

Le projet va effectuer une `` tomographie de l’énergie sombre ’’, qui permettra de contribuer à la mission spatiale Euclid et à la taskforce qui va comparer les prévisions de la théorie avec les données.

Le doctorant pourra travailler à l’interface entre les données et la théorie et collaborer concrètement à une grande collaboration comme le satellite Euclid. Les objectifs comprennent 1) étendre le logiciel de vraisemblance pour tester l’énergie sombre à différentes époques 2) contribuer à l’effort de collaboration sur la comparaison des prévisions théoriques avec les simulations en prévision des données 3) étudier différentes méthodes d’apprentissage automatique pour reconstruire la contribution de l’énergie sombre à chaque époque.

Les résultats obtenus dans le domaine submillimétrique sur les nuages moléculaires proches avec les satellites Herschel et Planck ont révolutionné notre compréhension du lien entre la structure du milieu interstellaire et le processus de formation des étoiles. Ces résultats favorisent 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 l’observatoire spatial Herschel montrent que la majorité des cœurs denses pré-stellaires et des proto-étoiles se forment dans des filaments de gaz moléculaire. Les données obtenues avec Planck en émission polarisée des poussières froides suggèrent que la formation et l’évolution de ces filaments moléculaires est en grande partie contrôlée par le champ magnétique. La résolution angulaire des observations Planck n’était cependant pas suffisante pour sonder l’intérieur des filaments et comprendre le rôle du champ magnétique dans la formation des étoiles le long des filaments. Cela devient progressivement possible grâce à la meilleure résolution angulaire de nouveaux imageurs polarimétriques comme SOFIA-HAWC+, NIKA2-Pol et peut-être à terme B-BOP, le polarimètre envisagé pour le 'Millimetron Space Observatory'.

Dans ce contexte, le polarimètre NIKA2-Pol de la nouvelle caméra du télescope de 30m de l’IRAM pour le continuum millimétrique fournit une plateforme de travail de premier choix. La thèse proposée est centrée sur l’exploitation scientifique du grand programme « B-FUN » avec NIKA2-Pol d’imagerie polarimétrique à 1.2 mm d’une dizaine de filaments moléculaires proches formant des étoiles. Elle préparera aussi de futures études sur la même thématique avec un imageur polarimétrique dans l'espace comme B-BOP.

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.

Les étoiles sont l’élément de base de l’univers et jouent un rôle clé tant pour l’évolution des galaxies à grande échelle que pour la formation et l’évolution des planètes à petite échelle. Bien qu’une connaissance de plus en plus détaillée soit nécessaire pour aborder correctement ces questions, des problèmes importants continuent d’entraver notre compréhension.

En particulier, lorsqu’une étoile se forme, l’énergie gravitationnelle perdue pendant le processus d’effondrement doit être irradiée. Pourtant, seule une petite fraction de cette énergie est actuellement observée, un problème connu sous le nom de problème de luminosité. La compréhension de ce problème est fondamentale pour plusieurs raisons : i) cette phase initiale est importante pour l’évolution stellaire, ii) la quantité d’énergie rayonnée est considérable et pourrait influencer de manière très significative le milieu environnant, iii) pour déterminer comment un disque protoplanétaire se forme autour de l’étoile, il faut comprendre comment le disque et l’étoile sont reliés.

L’objectif de cette thèse est d’étudier ce que l’on appelle le second effondrement, qui est la phase la plus précoce du processus de formation des étoiles. Pour ce faire, des simulations numériques avec le code RAMSES, prenant en compte l’interaction de l’hydrodynamique, du champ magnétique et du rayonnement, seront menées. Les résultats numériques seront ensuite comparés aux observations pour mieux comprendre et contraindre les scénarios de formation des étoiles.

Les amas de galaxies sont les entités les plus massives de l’univers et, à ce titre, constituent une sonde cosmologique importante.

Le survey XXL est le plus grand projet du satellite européen XMM (rayons X). Il a permis de découvrir plusieurs centaines d’amas jusqu’à des distances correspondant à la moitié de l’âge de l’univers.

Le but de la thèse est de réaliser l’analyse cosmologique de l'échantillon complet d’amas XXL en utilisant des techniques novatrices d’intelligence artificielle.

L’observatoire spatial Herschel, lancé en 2009 a révolutionné notre vision de « l’Univers Froid ». Il a notamment radicalement changé notre compréhension de la formation des étoiles en mettant en évidence l’omniprésence des structures filamentaires de gaz et de poussière, et leur rôle essentiel dans les toutes premières phases de formation stellaire.

D’autre part, les observations du satellite Planck (lancé aussi en 2009) en mode polarimétrique ont permis de mettre en évidence la présence de champs magnétiques sur de grandes échelles dans les nuages moléculaires. Dans ces régions, les filaments évoqués plus haut peuvent être soit parallèles au champ magnétique (filaments peu denses) soit perpendiculaires (filaments très denses). Mais de nombreuses questions demeurent.

Pour comprendre l’ensemble des processus physiques mis en œuvre dans ces zones de formation stellaire et expliquer les liens avec la structure complexe du milieu interstellaire (MIS) environnant, de nouveaux instruments extrêmement sensibles doivent être développés dans le domaine submillimétrique. Il paraît nécessaire d’une part, de pouvoir caractériser finement le champ magnétique (via la détection de la lumière polarisée) dans plusieurs bandes spectrales et d’autre part de détecter la présence de plusieurs traceurs du MIS via l’émission de certaines raies spectrales (C+ à 158 µm notamment). Ces observations, faites depuis l’espace ou à bord de ballons stratosphériques contraignent fortement le volume et la masse de la charge embarquée. L’idée de rassembler une ou plusieurs fonctions d’analyse de la lumière au sein même d’un détecteur compact va dans ce sens.

C’est dans ce contexte que le CEA développe depuis quelques années des matrices de bolomètres submillimétriques ultra-sensibles, capables de mesurer la polarisation au sein des pixels, sans l’aide de polariseurs externes. Développée en collaboration étroite avec le CEA-LETI dans le cadre de l’instrument B-BOP sur l’observatoire SPICA, cette technologie est dans la lignée des développements des détecteurs d’Herschel-PACS. Ces bolomètres sont développés dans le cadre du Labex Focus, de 2 R&T CNES et d’un financement ESA.

En 2019, une thèse soutenue au laboratoire a démontré qu’il était possible d’ajouter la capacité spectroscopique à ces matrices de nouvelle génération, en couplant les matrices de détecteurs à un système interférométrique compact de type Fabry-Perot. La démonstration expérimentale du dispositif complet reste à faire et il s’agit du cœur de ce sujet de thèse : étudier, mettre en œuvre et caractériser expérimentalement les performances scientifiques de ce spectro-imageur-polarimètre compact.

Il s’agira dans un premier temps, de valider expérimentalement en cryostat le système de déplacement des miroirs du Fabry-Perot et d’en déduire ses limitations techniques. La deuxième phase consistera à coupler ce système aux matrices de bolomètres afin de produire et caractériser les premiers prototypes de ce nouveau type de détecteurs. Enfin, dans un troisième partie, l’aspect traitement de données sera étudié afin d’extraire au mieux le signal scientifique et de proposer un étalonnage adéquat.

Ces travaux peuvent également ouvrir la voie vers des retombées plus appliquées en imagerie médicale ou dans le domaine des contrôles de sécurité en bande TeraHertz, comme ce qui est proposé par le LETI avec ses développements de micro-bolomètres à température ambiante.

Au cours des 30 dernières années, l‘étude de l’Univers a conduit à l’émergence d’un modèle standard de l’Univers basé sur la relativité générale. Dans ce modèle, l’Univers est formé de matière ordinaire, de matière noire et d’une mystérieuse composante appelée « énergie noire », responsable de l’accélération récente de l’expansion de l’Univers. Les grands relevés qui s’apprêtent à prendre des données, comme DESI aux Etats-Unis, permettront de réaliser une cartographie 10 fois plus précise qu’actuellement de la répartition des galaxies dans l’Univers. La communauté scientifique s’organise pour définir les méthodes d’analyse des données afin extraire le maximum d’information de ces relevés et d’entrer ainsi dans l’ère de la cosmologie de précision notamment sur la mesure du taux de croissance des structures. Cette thèse propose l’approche originale d’utiliser la densité à grande échelle pour améliorer sensiblement la précision sur cette mesure, dans le but de renforcer les tests de la relativité générale et de rechercher d’éventuelles déviations.

Cette thèse se déroulera à l'Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers au CEA-Saclay. Le futur doctorant sera intégré au groupe de cosmologie de l'Irfu/DPhP, composé de 10 physiciens, 4 doctorants et 2 post-docs. Présent et moteur dans les expériences eBOSS et DESI, le groupe participe également à Euclid et a eu par le passé une forte contribution dans SNLS, Planck et BOSS, toutes expériences organisées en collaborations internationales. Le futur doctorant sera intégré à la collaboration DESI dont il analysera les données et bénéficiera pour ce faire de toute l’expertise du groupe déjà acquise sur BOSS et eBOSS.

Nous connaissons aujourd’hui plus de 4,000 exoplanètes dans plus de 3,000 systèmes exoplanétaires. La population d’exoplanètes connues montre une grande diversité en termes de masse, rayon (et donc de densité et de composition), et d’architecture orbitale. La communauté de recherche évolue aujourd’hui de la détection des exoplanètes à leur caractérisation, et plus particulièrement à la caractérisation de leur atmosphère. Ce projet de thèse porte sur l’étude numérique des mécanismes physiques (dynamique 3D, photochimie, interactions magnétiques) qui déterminent l’échappement atmosphérique des atmosphères d’exoplanètes fortement irradiées. Le projet a pour but de proposer une interprétation physique --qui manque aujourd’hui-- aux observations en transit (e.g. en Lyman-alpha, C II, H-alpha, He I at 1083 nm) de la haute atmosphère d’exoplanètes chaudes. La priorité sera mise sur le développement de modèles basés sur la physique ab-initio afin de prendre en compte toute la complexité de ces interactions, et de les placer dans le contexte des observations actuellement disponibles. La thèse posera ainsi les jalons du développement d’un nouveau modèle versatile, 3D, multi-physique, avec une ambition internationale pour la recherche sur les interactions étoile-planète.

Les magnétars sont les étoiles à neutrons arborant les plus forts champs magnétiques connus dans l’univers. La naissance de ces objets figure parmi les scénarios les plus étudiés pour expliquer certaines des explosions les plus violentes : les supernovae superlumineuses, les hypernovae et les sursauts gamma. Ils sont de plus à l’origine d’au moins une partie des énigmatiques sursauts radio rapides, comme l’a démontré en 2020 la détection d’un sursaut radio en provenance d’un magnétar galactique. L’exploitation scientifique des données de plus en plus abondantes provenant de ces différents objets nécessite le développement de modèles plus prédictifs. Une des briques encore incomplète concerne la prédiction des caractéristiques du champ magnétique des magnétars et de leur évolution. Récemment, des simulations numériques ont réussi à décrire la formation d’un champ magnétique d’intensité comparable aux magnétars grâce à des mécanismes d’amplification se déroulant dans les premières secondes après la formation de l’étoile à neutrons. La plupart des manifestations observationnelles des magnétars citées plus haut nécessitent cependant que le champ magnétique survive sur des échelles de temps bien plus longues (de quelques semaines pour les supernovae superlumineuses à des milliers d’années pour les répéteurs de gamma mous). Cette thèse se propose de déterminer comment le champ magnétique turbulent généré dans les premières secondes va évoluer pour atteindre un état d’équilibre stable à même d’expliquer ces observations.

A growing convergence of research lines point to the first massive structures, like groups and clusters, assembling in the distant Universe as rosetta-stone places to try to unveil important unsolved questions in galaxy and structures formation and evolution. This includes understanding the physical processes by which galaxies are fuelled by gas (which allows them to form their stars), by which galaxies change their structures, the role played by galaxy mergers, the feedback with their internal growing black holes, and interactions and the paths through which they eventually stop forming stars.



We propose a PhD project in which the student will participate to this research by working with a large international consortium that is building and will be using the new generation MOONS instrument for the Very Large Telescope in Chile, a giant multi-object spectrograph that will deliver simultaneous observations of 1000 spectra of galaxies selected over large areas. The consortium has been granted 200 observing nights to carry out a large extragalactic survey with many different science aims. The student will be responsible of the selection, observations, data reduction and interpretation of galaxies in the most massive and distant environments probed by the survey. Key science goals will include: 1) the estimate of the evolving number densities of these structures and comparison to theoretic models as a strong constrain to structure formation theory and baryon assembly; 2) the measurement of the statistical modulation of star formation activity in these environments as a test of cold accretion theories; 3) the measurement of the statistical progression of quenching as a function of structure mass and redshift, as a powerful test of quenching mechanisms.



This thesis will potentially provide a solid formation for the student in many aspects of observational cosmology, from observations at one of the best ground-based telescopes to data analysis and interpretation all the way possibly to modeling, based also on the interests of the students and on results.

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, Observatoire Vera Rubin, 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). Les donnée ACT ont été rendues publiques (https://act.princeton.edu) récemment et une analyse jointe ACT+Planck sera aussi réalisée.



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 comme présenté dans la figure ci-dessus. 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.

Il semble maintenant établi que la grande majorité des étoiles se forment en groupes ou en amas. Il se peut que le Soleil se soit lui-même formé dans un amas. Cependant, les modèles théoriques actuels de formation de proto-étoiles se limitent souvent à la formation d’étoiles individuelles au sein de coeurs denses isolés. Ces modèles n'expliquent pas la distribution en masse des étoiles (i.e., l'« IMF », qui semble quasi-universelle) et ne prennent pas en compte les effets dynamiques (interactions, collisions ...) qui peuvent jouer un rôle critique dans les amas d’étoiles en formation. Pour comprendre l'origine de la masse des étoiles et les conditions dans lesquelles s’est formé notre système Solaire, il est important d’étudier en détail les propriétés des amas de proto-étoiles en cours de formation, notamment leur dynamique, et les effets collectifs dans le processus de formation stellaire, à l’échelle des nuages moléculaires les plus proches qui fournissent de véritables laboratoires.

C'est l'objectif de la thèse proposée qui comprendra quatre volets :

1) L’exploitation sytématique du contenu proto-stellaire de la base de données du relevé de la Ceinture de Gould avec Herschel (HGBS; http://gouldbelt-herschel.cea.fr/archives).

2) L’exploitation de la base de données Gaia pour quantifier la statistique des mouvements propres et donc la dynamique des étoiles jeunes dans les mêmes nuages.

3) L’utilisation d’observations millimétriques complémentaires avec les télescopes de l’IRAM pour étudier la cinématique du gaz et estimer les mouvements relatifs des proto-étoiles et coeurs proto-stellaires.

4) La comparaison des contraintes observationnelles à des simulations numériques.

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 Athena en préparation) dans lequel le CEA est fortement impliqué.

SVOM est une mission spatiale dédiée à l’étude des sursauts gamma cosmiques et d’autres sources transitoires et multi-messagers. C’est un projet bilatéral développé entre la France et la Chine et son lancement est prévu en juin 2022.



La charge utile de SVOM est composée d’un ensemble unique d’instruments multi-longueur d’onde, sensibles des rayons gamma jusqu’à la bande visible. Font également partie de la mission SVOM des télescopes robotiques au sol, distribués autour de la Terre pour permettre un suivi rapide des sources détectés par SVOM. La partie embarquée des instruments de SVOM se compose d’ECLAIRs, un télescope à masque codé sensible dans la bande 4-150 keV, du GRM un spectromètre gamma (20 keV – 5 MeV), et de deux télescopes de suivi, VT (sensible à la lumière visible) et MXT (0.2-10 keV) Le Microchannel X-ray Telescope (MXT) est un télescope X compact et son but principal de MXT est de localiser précisément les contreparties X des sursauts de SVOM et d’en étudier en détail les caractéristiques spectrales et temporelles.



Les sursauts gamma cosmiques sont produits soit par le collapse d’une étoile massive (> 50 fois la masse du soleil), soit par la coalescence de deux objets compacts (probablement deux étoiles à neutrons). Dans les deux scenari une émission de courte durée (typiquement < 100 s) est mesurée, suivie sur une échelle de temps plus longue (heures, jours, semaines) d’une émission à des longueurs d’ondes plus grandes (X jusqu’à radio). Cette dernière nous donne des informations sur les processus d’émission à la source, ainsi que sur son environnement et les astres qui l’ont générée (progéniteurs).



L’étudiant.e en thèse va d’abord contribuer à l’analyse des données de calibration de MXT et leur analyse permettra une caractérisation complète des propriétés spectrales et spatiales du télescope. En particulier l’étudiant.e sera responsable de la production de la matrice de réponse spectrale avant le lancement et de sa mise à jour régulière pendant la mission en analysant les données de calibration en vol.



L’étudiant.e fera partie de l’équipe scientifique de MXT et sera appélé.e à participer aux astreintes des "avocats sursauts" pour valider les alertes de SVOM. Son expertise acquise par l’activité de de calibration lui permettra d’analyser, dès le début de la mission, de façon efficace les données de vol dans le un contexte multi-longueur d’onde de SVOM. S’en suivra une analyse phénoménologique claire des rémanences de sursauts de SVOM. La phase initiale de la rémanence en X peut d’ailleurs donner des indications très intéressantes y compris sur la nature des progéniteurs, grâce par exemple à l’étude et l’interprétation des phases dites « de plateau » des courbes de lumière.