En 2016, l’annonce de la première détection directe d’ondes gravitationnelles a ouvert une ère durant laquelle l’univers sera sondé d’une manière inédite. Simultanément, le succès complet de la mission LISA Pathfinder a validé certaines technologies retenues pour le projet LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Cet observatoire spatial serait constitué de trois satellites éloignés de 2.5 millions de kilomètres et permettrait la détection directe d’ondes gravitationnelles indétectables par les interféromètres terrestres. Son lancement est prévu par l’ESA pour 2034.



A la différence des observatoires au sol, sensibles à de rares signaux d’ondes gravitationnelles et soumis à un bruit de mesure dominant, un interféromètre spatial sera en permanence alimenté par un grand nombre de signaux distincts et caractérisés théoriquement à divers degrés de précision. Les estimations actuelles des quantités et types de source envisagent entre autres 60 millions de systèmes binaires galactiques émettant de manière continue, 10 à 100 signaux annuels provenant de trous noirs supermassifs, et de 10 à 1000 signaux annuels issus de systèmes binaires avec des rapports de masses très élevés.



Un des objectifs scientifiques de LISA est l’étude de la formation et de l’évolution des systèmes binaires galactiques : des naines blanches, mais aussi des étoiles à neutrons ou des trous noirs d’origine stellaires. Plusieurs systèmes binaires dits « de vérification » sont déjà identifiés comme sources d’ondes gravitationnelles détectables par LISA, et ce nombre devrait augmenter de manière significative grâce aux mesures collectées par le satellite Gaia et le télescope LSST.



LISA devrait permettre la caractérisation d’environ 25000 systèmes binaires galactiques. Les nombreux autres systèmes échappant à une détection individuelle formeront un fond stochastique, ou bruit de confusion. De plus, comme dans toute expérience, les données réelles seront soumises à un certain nombre de bruits et d’artefacts à prendre en compte pour optimiser le potentiel scientifique de la mission.



Le fil conducteur du travail proposé est une démonstration de la capacité scientifique et technique à traiter des données réelles de manière fiable et robuste. Les systèmes binaires galactiques constituent un excellent terrain d’essai. Ce type de signal est mesurable sur LISA, et sa forme pour un système individuel est bien connue d’un point de vue théorique. Néanmoins, extraire l’information d’intérêt astrophysique de ces signaux requiert de résoudre différents problèmes de traitement du signal tels que :

1. La séparation de plusieurs sources individuelles, apparaissant comme un spectre de raies, d’un fond stochastique.

1. La prise en compte de déviations inattendues (glitches) dans l’analyse de données à partir du retour d’expérience de LISA Pathfinder.

2. L’analyse à partir de données incomplètes, dues aux périodes d’interruption dans l’acquisition des données (maintenance, instabilités de sous-systèmes, etc.).

3. Le développement de méthodes d’analyse robustes vis-à-vis de bruits non gaussiens, ou non stationnaires, ou corrélés.



Il est attendu que ces différents éléments auront un impact important sur l’estimation des signaux d’ondes gravitationnelles. Dans ce cadre, ce travail de thèse consistera tout d’abord en l’étude de leur impact sur l’analyse, puis au développement de nouvelles méthodes inspirées de problèmes analogues en traitement d’image appliqué à l’astrophysique. Ces méthodes reposent sur la modélisation parcimonieuse des signaux. Celle-ci permet d’exploiter les différences de formes ou de morphologie entre ces signaux et le bruit pour la résolution de problèmes inverses. Le candidat adaptera les algorithmes tirant parti de cette diversité morphologique, les implémentera et analysera leur apport sur des données simulées réalistes associées à LISA, et si possible sur des données réelles d’interféromètres au sol.



Cet ensemble d’activités peut toutefois être amené à évoluer en fonction des avancées théoriques d’une part, et de la publication de nouvelles mesures d’autre part. Toutes ces activités peuvent conduire à des contraintes de dimensionnement de la mission, des outils ou méthodes de traitement des données. Ce sujet comporte une dominante de traitement du signal et de programmation soignée, mais son aspect pluridisciplinaire rend possible l’exploration de nombreux champs en fonction des opportunités scientifiques et de la durée impartie d’une thèse.

La connaissance de l'environnement radiatif naturel (ERN) atmosphérique terrestre et de sa dynamique est un enjeu important pour la maîtrise des risques de dysfonctionnement des technologies avancées, des risques dosimétriques (effets biologiques), et dans l’évaluation de l’impact des neutrons d'albédo qui s'échappent de la haute atmosphère vers les ceintures de radiation. Ces derniers contribuent d'une part au peuplement de la ceinture de radiation de proton (modélisations Salammbô) et d'autre part induisent un bruit de fond instrumental sur tous les équipements opérés en orbite basse ou à haute altitude, dont en particulier les instruments dédiés à l’astronomie ou à l’étude du globe.

Les rayons cosmiques (essentiellement composés de protons et de noyaux d’hélium), pour leur part, interagissent avec les atomes de la haute atmosphère soit en perdant une partie de leur énergie par ionisation, soit pour les particules les plus énergétiques, en provoquant des réactions nucléaires. Ces réactions secondaires vont à leur tour provoquer des réactions en cascade et jusqu’au niveau du sol, il en résulte la génération de particules secondaires de type neutrons, protons, électrons ou muons, dont les spectres vont varier selon l’altitude, la longitude, la latitude, les conditions atmosphériques et l’activité solaire.

L’objectif de cette thèse est de caractériser les particules secondaires de l’ERN atmosphérique à partir de codes de transport nucléaire adaptés (GEANT4, MCNPx, FLUKA ou Corsika) en se basant sur un modèle 3D de l’atmosphère. Par ailleurs, cette approche 3D permettra de caractériser la distribution angulaire des particules secondaires et de quantifier les composantes s'échappant de la haute atmosphère vers les ceintures de radiation. L'impact de la modulation du rayonnement cosmique en fonction du cycle solaire sur la population de neutrons atmosphériques et d'albédo sera quantifiée. Les résultats du modèle seront validés avec les mesures de spectres neutrons réalisées par l'ONERA/DPHY à Concordia (Antarctique). Outre son niveau de détection des neutrons élevé (altitude 3223 m, rigidité de coupure ~ 0 GV), ce site de mesure se caractérise par une scène facilement modélisable grâce à ses conditions hydriques stables. Des comparaisons complémentaires pourront être réalisées à partir d’autres spectromètres et/ou instruments (neutrons monitors). Les résultats du modèle seront aussi confrontés aux mesures du bruit de fond instrumental de plusieurs missions spatiales.

A terme ce modèle pourra être étendu à l'étude de l'impact des éruptions solaires quant à leurs contributions à la génération de neutrons dans l'atmosphère terrestre et sa composante albédo (SPAND). Une autre perspective sera d'appliquer cette modélisation de la douche cosmique au cas de Jupiter dont les conditions atmosphériques et magnétiques sont très différentes du cas terrestre.

Les étapes de bibliographies couvriront les domaines des rayons cosmiques, de la modélisation de l'atmosphère et des interactions rayonnement-matière (douches cosmiques). Un travail important consistera à orienter le choix d'un outil de transport nucléaire (GEANT4, MCNPx, FLUKA ou Corsika) en fonction du problème posé et de la pertinence des modèles physiques. Outre cette phase bibliographique, le travail à mener dans le cadre de cette thèse se décomposera en plusieurs étapes :

1) Développement sur la base de l'état de l'art d'un modèle 3D de l'atmosphère (latitude, longitude et altitude).

2) Caractérisation des particules secondaires de l’ERN atmosphérique à partir de codes de transport nucléaire adaptés en se basant sur le modèle 3D de l’atmosphère (propriétés angulaires des particules secondaires intégrant la composante s'échappant de la haute atmosphère vers les ceintures de radiation). [1]

3) Validation de la modélisation 3D avec les mesures de spectres neutrons réalisées par l'ONERA/DPhIEE à Concordia (Antarctiques). Des comparaisons complémentaires pourront être réalisées à partir d’autres spectromètres et/ou instruments (neutrons monitors). [2]

4) Valorisation de cette nouvelle description physique dans les thématiques "Salammbô 3D" et "MUSCA SEP3". [3]

5) Évaluation du bruit de fond attendu en orbite basse pour différentes missions spatiales et comparaison aux données de vol (ESA/Integral pour l’albédo gamma, JAXA/Hitomi pour l’albédo neutron) ; application aux missions spatiales en préparation (CAS/Einstein Probe, ESA/Theseus).

-- Compétences acquises

Maitrise des outils de simulations numériques et des outils d’analyse des jeux de données, connaissance de l’environnement spatial, sciences de l’ingénieur pour le spatial.

-- Ecole Doctorale ED173 (Toulouse III)

La moitié de la thèse se déroulera à l’ONERA de Toulouse, l’autre moitié au CEA de Saclay.

Il est souhaitable que le(a) candidat(e) effectue son stage de M2 à l’ONERA de Toulouse en préalable à la thèse qui se déroulera pour partie à l’ONERA à Toulouse et pour partie au CEA à Saclay.

Le calcul numérique qui est devenu un outil scientifique incontournable est en passe de subir une importante transformation avec le passage à l’exascale, c’est à dire le développement de super-calculateurs cent fois plus puissants que ceux disponibles aujourd’hui, tout en conservant une enveloppe énergique du même ordre de grandeur qu’aujourd’hui. Pendant de nombreuses années, les évolutions matérielles des architectures de calcul ont été motivées pour optimiser les performances des applications en simulation numérique auxquelles s’ajoutent aujourd’hui les besoins des applications de l’intelligence articifielle. On constate que les dernières générations de processeurs graphiques (GPU) sont spécifiquement conçues pour accélérer les opérations tensorielles au cœur des algorithmes des réseaux de neurones convolutifs. Le passage à l’exascale engendre des modifications profondes de la structure des supercalculateurs, comme en témoigne la grande diversité des architectures existantes : processeurs multi-coeurs avec instructions vectorielles, processeurs multi-coeurs légers, GPU en allant jusqu’aux processeurs reconfigurables (FPGA) difficiles à programmer mais très efficaces énergétiquement. Cette mutation vers l’exascale nécessite une adaptation, voire une ré-écriture complète des codes de calcul existants et souligne également la problématique majeure de la portabilité des logiciels, c’est-à-dire l’élaboration de solutions permettant de tirer les meilleures performances sur la majorité des architectures existantes en limitant le travail de ré-écriture des codes en passant d'une architecture à une autre.





Les enjeux scientifiques associés pour la communauté astrophysique sont majeurs, en particulier en regard de la formation des planètes et des étoiles. A cet égard, le problème sera particulièrement complexe pour les codes à maillage adaptatif (AMR) dont l’emploi est nécessaire lorsque le problème étudié possède une grande gamme d’échelles spatiales et temporelles comme c’est le cas dans un grand nombre de domaines. Depuis plusieurs années, la maison de la simulation a anticipé ce défi en conduisant le développement d’un tel code en collaboration avec plusieurs communautés (mathématiques appliquées, dynamique des fluides numérique et astrophysique). Basé sur une bibliothèque moderne de gestion de maillage AMR en mémoire distribuée, p4est, le code CanoP permet d’ores et déjà de réaliser des simulations hydrodynamiques, voire magnéto-hydrodynamiques, en prenant en compte l’auto-gravité et les processus de chauffage et de refroidissement. Cependant, si CanoP résout donc déjà certains des processus importants, plusieurs développements restent encore à conduire afin de le rendre pleinement opérationnel. Ainsi le développement de pas de temps multiples, c’est-à-dire la possibilité de calculer de manière plus fréquente uniquement l’avancement des cellules de plus petite taille, réduisant ainsi le temps de calcul, est un aspect essentiel des codes AMR. Un autre aspect fondamental pour les applications astrophysiques est le développement de particules Lagrangiennes interagissant avec les champs décrits par le maillage (densité, vitesse, gravité…). Une fois que ces deux aspects seront mis en place, un très grand nombre d’applications d’astrophysique pourront être traitées permettant un vaste usage de ce code.



L’objectif de la thèse sera le développement de ces deux aspects (pas de temps adaptatifs et particules Lagrangiennes) qui seront réalisés pour, et motivés par, l’étude de deux problèmes astrophysiques importants : d’une part l’étude des disques protoplanétaires auto-gravitants et d’autre part la formation des amas d’étoiles par fragmentation de nuages de gaz moléculaire massifs. Ces deux problèmes sont en effet présentement limités par la puissance de calcul disponible.

Les disques protoplanétaires jouent un rôle crucial car c’est en leurs seins que se forment les planètes. Or la question du transport du moment cinétique est toujours mal comprise. Une possibilité est que ce transport soit assuré par la gravité elle-même. Or la plupart des études se sont focalisées sur des disques auto-régulés, c’est à dire chauffés par la dissipation de l’énergie cinétique résultant du transport du moment cinétique. Néanmoins l’étoile centrale assure un chauffage important possiblement dominant dans beaucoup de circonstances sur le chauffage visqueux de sorte que les disques ne sont pas nécessairement auto-régulés. C’est ce régime qui sera étudié.

La formation des amas d’étoiles est régie par l’action conjointe de la turbulence supersonique et de la gravité. C’est un problème qui revêt une grande importance car c’est notamment à ce stade qu’est déterminée la fonction initiale de masse des étoiles qui joue un rôle fondamental dans notre univers.

La réalisation de très grosses simulations, rendues possibles par le développement d’un code AMR moderne, conduira à des avancées substantielles pour la formation des planètes et des étoiles. De surcroît les développements réalisés et l’expérience acquise, seront également utiles aux autres champs de recherche qui utiliseront CanoP. L’étudiant partagera son temps de manière équilibrée entre les développements numériques fondamentaux et les deux applications astrophysiques.

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 d'ici la fin 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, l’étudiant 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.

La mesure de la polarimétrie des sources astrophysiques X et gamma est un domaine en pleine expansion. La polarimétrie nous ouvre, en effet, une nouvelle fenêtre sur les phénomènes physiques de haute énergie, fenêtre très partiellement dévoilée actuellement par les observations des missions spatiales INTEGRAL et ASTROSAT. Par exemple, seule la polarimétrie peut nous indiquer la présence d’un champ magnétique fort au voisinage des trous noirs en systèmes binaires ou dans les noyaux actifs de galaxies. Elle nous permet aussi de déterminer précisément quelle zone domine l’émission synchrotron d’une nébuleuse de pulsar ou d'un reste de supernova à un instant donné.

En vue de proposer un futur polarimètre gamma spatial aux agences, nous poursuivons depuis 2012 un programme de R&T CNES, qui devrait aboutir en 2019 à la construction d'un mini-télescope Compton comportant un détecteur Silicium à piste (DSSD) et un calorimètre en CeBr3. Une version pouvant être compatible avec un nanosat 3U, où le calorimètre serait une caméra gamma Caliste développée par le CEA, est aussi en cours d’étude.

Le candidat devra donc mesurer les performances de ces télescopes Compton, en particulier auprès de la ligne Haute Energie de l'ESRF à Grenoble, afin de déterminer les performances polarimétriques de ces systèmes. Le candidat devra participer à ces campagnes de tests et d'étalonnage, effectuer les analyses de polarisation, et optimiser ces systèmes. Ces mesures devront servir ensuite à estimer les performances d'une future mission spatiale via des simulations Monte-Carlo, et à détailler les différents objectifs scientifiques potentiellement atteignable par cette mission, qui seront regroupés dans un livre blanc auquel le candidat participera.

Le développement de détecteurs Compton est aussi très important pour la médecine nucléaire, en particulier pour l’hadron-thérapie. L’utilisation d’un détecteur Compton permettrait d’avoir, en effet, un système plus petit et plus sensible pouvant déterminer le point d’impact final des hadrons. Cela permettrait donc d’injecter une dose radioactive beaucoup moins importante aux patients. Une partie de la thèse se fera donc en collaboration avec des médecins. Une version du télescope à base de DSSD pourra être placée à terme dans l’accélérateur expérimental de l’hôpital de Nice, avec lequel nous collaborons.

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 fondamentale 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 B-BOP, 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).

B-BOP contiendra 3 plans focaux de bolomètres silicium cryogéniques actuellement développés par le CEA (LETI et Saclay). Il s’agit de détecteurs très 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 B-BOP (mesure de la sensibilité, de la constante de temps, cross-polarisation, etc…). Ce travail nécessitera notamment le développement d’une instrumentation de pointe dédiée (sources optiques très bas flux, cryostat à très basse température). Les résultats obtenus seront ensuite discutés dans le cadre plus général de la préparation de l’instrument, notamment concernant son étalonnage, l’estimation de ses performances en vol, ainsi que l’optimisation des futurs modes d’observation.

De grandes quantités de gaz échappent, faute d’émission, à l’inventaire du milieu interstellaire [1]. Ce gaz sombre se concentre à l’interface entre les phases atomiques et moléculaires des nuages. Il joue un rôle déterminant dans le cycle interstellaire et il nous informe sur la capacité des grands réservoirs de gaz atomique des galaxies à produire des nuages moléculaires pour former des étoiles. Or on ignore presque tout de la composition, de l’état et de l’abondance du gaz sombre, et comment ces propriétés varient à l’échelle d’une galaxie. Trouver des moyens directs d’observation et caractériser cette phase interstellaire sont donc deux objectifs majeurs pour comprendre les écosystèmes galactiques.

On révèle indirectement le gaz sombre en couplant les observations des poussières qu’il contient et des rayons cosmiques qui le sillonnent et rayonnent en gamma. Le but proposé pour la thèse est d’exploiter les données gamma de Fermi et de multiples traceurs interstellaires (Planck, WMAP, Gaia, nouveaux relevés radio et mm) pour étudier le plus grand complexe de gaz sombre du voisinage solaire. Les analyses permettront de quantifier le contenu en gaz visible et sombre des nuages, de suivre la pénétration des rayons cosmiques dans les phases denses et de caractériser l’évolution des propriétés des poussières d’une phase à l’autre. Ce dernier point est essentiel pour ouvrir la voie à des études Galactiques et extragalactiques fiables du gaz sombre en ne s’appuyant que sur l’émission des poussières.

L’étude devra relever le défi de séparer l’émission gamma interstellaire de celle des Bulles de Fermi (grands jets de particules de haute énergie expulsés des régions centrales de la Galaxie) en développant une méthode de séparation de composante multi-spectrale.

L’étudiant(e) pourra également participer au projet de ballon sub-millimétrique co-PILOT du CNES, prévu pour 2020 pour rechercher des signatures de recombinaison de C+ dans le gaz sombre local.

Le travail s’effectuera au sein de la Collaboration internationale Fermi et profitera de nombreux échanges avec des experts interstellaires en France (à l’ENS et l’IRAM), aux Etats-Unis (Alma, Stanford), en Australie (SKA-GASKAP) et en Chine (FAST). L’étudiant(e) participera en début de thèse au mois d’atelier international sur le gaz sombre qui se tiendra à l’Institut Pascal de l’Université Paris-Saclay.

[1] Grenier et al., 2005, Science 307, 1292

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.

Les sursauts gamma provenant de la mort d'étoiles massives constituent un formidable outil pour sonder l'Univers distant et la formation stellaire dans les galaxies lointaines. Cependant, de nombreuses questions persistent sur la nature des environnements favorisant l'apparition de tels phénomènes, notamment sur les différences qu’ils présentent par rapport à l'ensemble des galaxies responsables de la formation stellaire au cours de l'histoire cosmique. Nous apporterons un nouvel éclairage sur ces questions en analysant des observations de galaxies-hôtes de sursaut gamma à grand décalage cosmologique, obtenues à haute résolution angulaire d’une part dans l’infrarouge proche avec le télescope spatial Hubble, d’autre part avec l’interféromètre millimétrique ALMA installé au Chili. Ces données nous permettront de contraindre la morphologie de ces galaxies, leur densité surfacique de formation d’étoiles, ainsi que leur contenu en poussières et en gaz moléculaire. Par ailleurs, nous établirons également des prédictions sur la distribution des extinctions du milieu interstellaire des galaxies lointaines telles qu’elles pourront être mesurées via les sursauts gamma qui seront détectés par le futur satellite SVOM. Le sujet proposé ici s’inscrit dans le contexte de l'avènement de l'astrophysique du ciel transitoire attendu pour la prochaine décennie, et nous permettra en particulier de mieux appréhender la pertinence de l’utilisation des sursauts gamma comme traceurs d’étoiles massives à l’échelle de la formation des structures cosmologiques.

Cette thèse s'intéresse aux effets de la rotation et de la composition chimique (métallicité) des étoiles sur leur magnétisme. Comment des étoiles ayant la même masse mais une métallicité ou un taux de rotation différent génèrent leur champ magnétique via dynamo et comment cela a un impact sur leur degré d'activité et la puissance de leur vent stellaire. Des résultats observationnels récents (Van Saders et al. 2016, Karoff et al. 2018, Metcafle & Egeland 2019) questionnent le chemin évolutif des étoiles au cours de leur vie, elles sembleraient tourner plus vite qu'anticipé et leur composition chimique semble un des facteurs pouvant en expliquer la cause.

Dans la thèse il s'agira de developper des simulations HPC MHD ab-initio de la dynamo stellaire d'étoiles de type solaire à différents niveaux de [Z/H] (de -1 à +0.4 dex) avec le code ASH (Brun et al. 2004, Strugarek et al. 2018) et ensuite de coupler cela à des simulations réalistes avec chauffage de leur vent avec le code PLUTO (Mignone et al. 2007, Réville & Brun 2017) afin d'en calculer la perte de moment cinétique et ainsi de boucler la boucle entre magnétisme, dynamo, freinage par vent stellaire et évolution de la rotation (Benbakoura et al. 2019). Les simulations de vents permettront de plus de caractériser l'environnement spatial autour de l'étoile et donc les conditions de météorologie de l'espace pour les planètes environnantes pour certains systèmes cibles (55 Cancri ou Kepler 78 par ex).

La distribution de la matière aux échelles cosmologiques peut être prédite dans le cadre du modèle cosmologique standard, et elle dépend entre autres de la masse (inconnue) des neutrinos, et des propriétés de la matière noire dont la nature nous échappe toujours. L'IRFU-DPhP contribue fortement au grand relevé spectroscopique DESI, qui va fournir une cartographie inédite de cette distribution de matière.

Dans cette thèse, on utilisera les observations dite de la forêt Lyman-alpha, qui mesurent l'absorption de l'émission lumineuse des quasars par le milieu intergalactique, et fournissent à ce jour les meilleures observations de la distribution de matière aux "petites" échelles cosmologiques (~mégaparsec). A l'aide des outils les plus à jour, l'étudiant développera un nouvel ensemble de simulations cosmologiques incluant l'hydrodynamique du gaz intergalactique ainsi que les propriétés hypothétiques des neutrinos et de la matière noire. L'étudiant analysera ensuite les toutes premières données en forêt Lyman-alpha de DESI ce qui permettra à la fin du travail de thèse d'obtenir de nouvelles mesures sur la masse des neutrinos ainsi que sur plusieurs scénarios de matière noire ("warm dark matter", "fuzzy dark matter", etc.).

L’observatoire CTA est sur le point de transformer notre vision du ciel à très haute énergie grâce à des performances dix fois supérieures à celles des instruments existants et à des capacités inédites pour l’étude des phénomènes transitoires. L’objectif de la thèse est d’étudier l’influence du fond diffus de lumière extragalactique sur la détectabilité des sursauts gamma, et de contribuer à optimiser les performances de détection en temps réel de ces sursauts et ainsi que d’éventuelles contreparties aux ondes gravitationnelles. Le travail de recherche contribuera au développement de la chaîne de traitement des données et aux outils d’analyse scientifique de CTA, et exploitera les premières données de l’observatoire.

L'explosion des étoiles massives en supernova est un phénomène spectaculaire observable jusqu'à des distances cosmologiques. Son mécanisme encore mal compris est un défi dont les ingrédients physiques sont la gravitation, la mécanique des fluides jusqu'à des densités nucléaires et les neutrinos. Le phénomène de supernova est crucial pour l'enrichissement chimique des galaxies et pour donner naissance aux objets compacts, étoiles à neutrons et trous noirs. Comprendre le mécanisme d'explosion permettrait de connecter les propriétés de structure stellaire résultant de l'évolution stellaire, et les caractéristiques de masse, vitesse, rotation des objets compacts.

La perspective de détection des neutrinos et ondes gravitationnelles émis pendant l'explosion offre la possibilité d'une signature directe de la dynamique de l'explosion, à condition de savoir interpréter ce signal. Cette thèse propose de caractériser cette signature multi-messager, ainsi que les propriétés de l'objet compact à sa naissance, à partir de notre compréhension des instabilités hydrodynamiques qui se développent pendant l'effondrement. L'étudiant explorera la diversité des configurations d'explosion par des simulations numériques avec le code RAMSES, complétées par une caractérisation des fréquences propres obtenues par calcul perturbatif. Il déterminera aussi quelles propriétés du mécanisme d'explosion et quelles informations sur la structure du progéniteur pourront être extraites du signal multi-messager d'une explosion galactique.

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.

L’évolution des galaxies et la formation des étoiles sont contrôlées en grande partie par des processus physiques et chimiques directement reliés au milieu interstellaire (MIS). Le MIS est une composante essentielle des galaxies, à la fois sujet à de multiples mécanismes de chauffage – ionisation par photons UV, X ou par rayons cosmiques, effet photoélectrique sur les grains de poussière, ondes de choc, etc... – et à l'origine de nouvelles générations stellaires dans les nuages les plus froids et denses. Les principaux processus thermiques dans le MIS de notre Galaxie sont connus et à peu près contraints, mais ils restent encore largement inexplorés dans les galaxies à très faible métallicité (contenu en éléments lourds produits dans les étoiles). De telles galaxies, qui n'ont que peu évoluées chimiquement depuis la formation des premières galaxies, existent dans l'Univers Local et nous fournissent une comparaison inespérée avec les environnements primordiaux à très grand redshift.



Les grandes questions auxquelles nous cherchons à répondre sont les suivantes: (1) le gaz moléculaire est-il vraiment nécessaire à la formation stellaire’ (2) comment le gaz moléculaire est-il distribué dans les galaxies primitives et comment pouvons-nous l'observer avec ALMA et JWST’ (3) quelle est l'influence des objects compacts sur le MIS et la formation stellaire’



Récemment (Lebouteiller et al. 2017) nous avons montré que des sources ultralumineuses en X ("hors-noyau", c'est-à-dire disséminées dans la galaxie) peuvent dominer le chauffage du MIS à grande échelle spatiale dans les galaxies primitives, apportant des contraintes importantes sur le réservoir de gaz moléculaire (normalement lié à la formation stellaire). Il s'agit désormais d'étendre et généraliser ces résultats pour construire des diagnostics qui serviront de références fondamentales pour les futures observations avec ALMA, JWST, ATHENA et pour les simulations numériques de l'Univers primordial. Un objectif parallèle consistera à réaliser le problème inverse, c'est-à-dire contraindre les propriétés des objets compacts via leurs signatures dans le MIS et déterminer la nature de ces sources (trous noirs de masse intermédiaire, étoiles à neutron, ...) et leur rôle dans l'évolution des galaxies.

Le but de cette thèse est d’améliorer la caractérisation des modes de pression et (si possible) des modes de gravité à basse fréquence des étoiles de faible masse de type solaire de classe spectrale F et du soleil. Les modes de gravité sont des modes d’oscillation excités par la turbulence de surface des étoiles de faible masse comme le soleil. Ils évoluent dans les zones radiatives et ils deviennent évanescent dans la couche convective externe de ces étoiles. Dans le cas du Soleil, ces modes qui sont supposés avoir une périodicité de quelques heures n’ont pour l’instant pas été mesurés à la surface de notre étoile : il a uniquement été possible de les étudier par des méthodes indirectes (Garcia et al. 2007, Fossat et al. 2017).



Pour arriver à visualiser ces modes, deux étapes sont cruciales :



1) Mettre en place des nouvelles méthodes d’analyse et/ou instrumentales permettant de réduire le bruit convectif.



2) Étudier en détail les étoiles où la couche convective externe est plus fine que dans le soleil (30% en rayon).