Les sujets de thèses

Le télescope spatial James Webb a révélé la présence de galaxies spirales très tôt dans l’histoire de l’univers (jusqu’à des décalages spectraux supérieurs à z=5). L’apparition des disques si tôt est surprenante car il s’agit de structures fragiles et semble renforcer l’idée d’un apport de moment angulaire par l’accrétion de matière intergalactique. Ce phénomène d’accrétion à travers des filaments refroidis pourrait expliquer plusieurs résultats inattendus du James Webb. Il pourrait aussi être à l’origine de la formation d’étoile universelle, dite séculaire, observée dans les galaxies sous la forme d’une corrélation entre taux de formation d’étoiles et masse stellaire (séquence principale de la formation d’étoiles, MS). Ils apporteraient les réservoirs et participeraient à la régulation de la formation d’étoiles. Il s’agit d’un important changement de paradigme dans notre compréhension de l’origine des formes des galaxies et de leur histoire de formation d’étoiles. Au cours de cette thèse, nous disposerons de données du James Webb, d’Euclid et de modèles numériques permettant de tester cette hypothèse. Notons que sans ce type d’explication pour la grande efficacité de formation des galaxies observée par le James Webb, il faudrait invoquer des changements bien plus drastiques qui pourraient ouvrir un nouveau champ. Cette thèse aidera à le déterminer.

Les supernovae à effondrement de cœur jouent un ro^le pivot dans l’e´volution stellaire des e´toiles massives, la naissance des e´toiles a` neutrons et des trous noir, et l’enrichissement chimique des galaxies. Comment explosent-elles ’ Le me´canisme d’explosion peut e^tre e´claire´ par l’analyse des signaux multi-messager: la production de neutrinos et d’ondes gravitationnelles est module´e par les instabilite´s hydrodynamiques pendant la seconde qui suit la formation d’une proto-e´toile a` neutrons.
Cette thèse propose d’utiliser la comple´mentarite´ des signaux multi-messager d’une supernova à effondrement de cœur, a` la lumie`re des simulations nume´riques de la dynamique de l’effondrement et de lanalyse perturbative, pour en extraire les informations physiques sur le me´canisme d’explosion.
Le projet abordera plus spe´cifiquement les proprie´te´s multi-messager de linstabilite´ du choc stationnaire (SASI) et de linstabilité de corotation (low T/W) pour un proge´niteur en rotation. Pour chacune de ces instabilite´s, les informations de composition des neutrinos et de polarisation des ondes gravitationnelles seront exploite´es, ainsi que la corre´lation entre ces signaux.

En un peu plus dun an dexploitation scientifique, le JWST a déjà révolutionné notre compréhension des exoplanètes et de leurs atmosphères. La mission spatiale ARIEL, qui sera lancée en 2029, contribuera en temps voulu à cette révolution. Lune des principales découvertes rendues possibles par la qualité exceptionnelle des données du JWST est que les atmosphères des exoplanètes sont en déséquilibre chimique. Un traitement complet du déséquilibre est à la fois complexe et coûteux sur le plan computationnel. Dans un premier temps, notre projet étudiera numériquement létendue du déséquilibre chimique dans les atmosphères des cibles du JWST. Nous utiliserons à cette fin un modèle photochimique développé chez nous. Dans un second temps, notre projet explorera les techniques de Machine Learning (ML) pour émuler les sorties du modèle photochimique complet à un coût de calcul réduit. Les performances de lémulateur basé sur le ML seront analysées dans le but ultime de lintégrer dans les modèles de inversion atmosphérique. Le projet proposé combine la physique et la chimie sophistiquées des atmosphères dexoplanètes avec les développements de nouvelles techniques numériques.

Les bulbes actuels des galaxies spirales et des galaxies elliptiques contiennent de très vieilles étoiles et on pense quils se sont formés au début de lUnivers. La manière dont cela sest produit en pratique nest pas bien comprise: les processus physiques les plus importants en jeu ne sont pas encore clairs. Au cours de la dernière décennie, les preuves de lexistence de galaxies compactes à éclatement détoiles se sont multipliées et pourraient être des indices de bulbes pris au moment de leur formation. Plus récemment, grâce aux nouvelles découvertes de notre groupe basées sur le JWST, un certain nombre dautres résultats déroutants se sont accumulés, actuellement difficiles à expliquer : A) ces galaxies à explosion détoiles sont toujours intégrées dans des systèmes plus vastes, semblables à des disques, qui sont moins actifs mais contiennent la majeure partie de la masse stellaire existante, comme sil ny avait pas eu de formation de bulbes nus ; B) dans certains cas, les disques extérieurs ont en fait cessé de former des étoiles, représentant ainsi des cas dextinction progressant de lextérieur vers lintérieur, inversant le schéma standard plus familier (tel quobservé dans les spirales locales et la Voie lactée, où le centre est éteint et les périphéries forment des étoiles) ; C) les disques sont souvent fortement déséquilibrés dans leur distribution de masse stellaire, une caractéristique qui devient de plus en plus dominante lorsque lon regarde les époques antérieures. Cette phénoménologie est actuellement inexpliquée. Elle pourrait être liée à lactivité de fusion, à laccrétion de gaz ou à des effets de rétroaction. Sil sagit de bulbes en formation, on ne sait pas comment ils évolueraient dans les bulbes et les galaxies elliptiques actuels. Néanmoins, ces nouvelles observations promettent une percée dans la compréhension de la formation des bulbes si des progrès supplémentaires peuvent être réalisés et si de nouvelles informations sont recueillies. Nous proposons un projet de doctorat dans lequel létudiant utilisera les données dimagerie et de spectroscopie du JWST pour éclairer ces questions. Limagerie provenant des relevés publics profonds et ultra-profonds qui saccumulent sera utilisée pour augmenter les statistiques et asseoir sur des bases plus solides les premiers résultats obtenus jusquà présent. La spectroscopie du JWST est la clé dune compréhension détaillée de systèmes spécifiques, fournissant des informations sur la cinématique des noyaux détoiles compactes en explosion ainsi que des disques extérieurs : si ces sous-systèmes sont en co-rotation sans perturbations majeures, ils devraient connaître une évolution non violente, liée à laccrétion de gaz. Au contraire, des sous-systèmes en contre-rotation ou des perturbations cinématiques trahiraient des événements de fusion. Ce type de test na pas encore été réalisé. Nous utiliserons une spectroscopie ciblée en partie déjà disponible dans le cadre du projet de diffusion rapide CEERS dont nous sommes membres, dans les grandes archives qui saccumulent et dans des propositions spécifiques (en attente et à soumettre dans les cycles futurs).

Les amas de galaxies sont les entités les plus massives de l’univers.
L’application de l’intelligence artificielle à l’analyse cosmologique de relevés d’amas en rayons X permet d’aborder cette problématique sous un angle totalement novateur. Ce sont les paramètres directement observables (redshift, flux et couleurs X) qui sont utilisés en apprentissage profond sur des simulations hydrodynamiques ; ceci permet d’établir une correspondance implicite avec la distribution de masse sous-jacente. De là, il est possible d’inférer les paramètres cosmologiques, sans calcul explicite de la masse des amas et sans formalisme empirique reliant les propriétés X à la masse.
Le but de la thèse est d’appliquer cette méthode, développée au DAP, au survey XMM-XXL qui est à ce jour le seul échantillon d’amas du satellite XMM avec effets de sélection contrôlés (~ 400 objets). Cette méthode originale constituera, 24 ans après le lancement d’XMM, une première dans la cosmologie observationnelle.

L’activité du Soleil est modulée selon un cycle magnétique de 11 ans en moyenne, avec un prochain maximum d’activité prévu pour l’année 2025. Cette montée en activité implique une plus grande variabilité temporelle de notre étoile, que ce soit au niveau de son champ magnétique avec des structures intenses apparaissant et disparaissant à un rythme plus élevé, mais également au niveau de son atmosphère qui va produire un vent de particules plus changeant en vitesse et densité. Ces variations ont de fortes conséquences pour la Terre, puisqu’il devient alors plus difficile de prédire leur impact sur notre société technologique, comme les blackouts radio ou les surcharges électriques. L’un des plus grands défis de la météorologie de l’espace actuellement est donc d’arriver à donner des prévisions fiables pour les événements les plus variables qui sont souvent également les plus extrêmes.
Cette thèse propose de profiter de la conjonction sans précédent d’observations disponibles pour le prochain maximum solaire avec les sondes Parker Solar Probe et Solar Orbiter afin d’améliorer significativement les modèles de vent solaire disponibles. L’étudiant pourra ainsi calibrer le modèle 3D MHD Wind Predict-AW, qui est l’un des plus avancés en Europe, afin de caractériser sa capacité à reproduire les conditions de maximum d’activité. Cette caractérisation impliquera des comparaisons automatisées avec différents jeux de données solaires, sur des simulations hautement parallèle (HPC) produisant des résultats à l’échelle du Big Data. Il participera également au développement d’un nouveau modèle capable d’évoluer dans le temps des magnétogrammes basé sur l’approche magnéto-frictionnelle et l’évolution du champ électrique photosphérique, soit les techniques les plus avancées pour l’évolution temporelle des structures magnétiques, et s’en servira pour quantifier l’information manquante au maximum de l’activité solaire et ainsi améliorer les prévisions en météorologie de l’espace.

Depuis 1995 nous avons aujourd’hui détecté plus de 5500 planètes autour d’étoiles autres que le Soleil. Aujourd’hui, la communauté de recherche se concentre sur la caractérisation de leur atmosphère (avec le JWST et dans le futur la mission ESA Ariel) et la détection de planètes telluriques dans la zone habitable de leur étoile (avec la future mission ESA PLATO). Cependant, un aspect majeur de ces exoplanètes nous échappe aujourd’hui: quel type de champ magnétique peuvent-elles posséder ’ÀA l’aide de simulations numérique haute performance, cette thèse vise à combler un manque crucial dans notre compréhension de la connexion magnétique étoile-exoplanète, en en quantifiant de façon précise l’énergétique et la dépendance temporelle. Grâce à ces avancées, il sera alors possible d’utiliser la détection de cette connexion pour caractériser le champ magnétique des exoplanètes, ouvrant le champ de recherche du magnétisme exoplanétaire.

Les nanoparticules interstellaires sont une composante cruciale des galaxies, car elles absorbent et ré-émettent le rayonnement stellaire, contrôlent le chauffage et le refroidissement du gaz, catalysent des réactions chimiques et régulent la formation détoiles. Labondance, la composition, la structure et la distribution de taille de ces petites particules solides, qui sont mélangées au gaz interstellaire, sont cependant mal connues. Elles évoluent en effet dans le milieu interstellaire et présentent des différences systématiques parmi les galaxies. Il est donc crucial dobtenir des contraintes détaillées et analysées en détail sur ces propriétés. Les progrès dans ce domaine sont absolument nécessaires pour interpréter correctement les observations de régions de formations détoiles proches et les galaxies distantes, ainsi que pour modéliser précisément la physique interstellaire.

Les propriétés optiques à grande longueur donde du mélange de nanoparticules, dans le domaine millimétrique, ont un intérêt particulier. Cette fenêtre spectrale est actuellement la moins bien connue. Pourtant, lopacité millimétrique des grains a une importance centrale, puisque les estimations de masse basée sur lajustement de la distribution spectrale dénergie reposent principalement sur cette quantité. Un biais ou une évolution systématique de lopacité millimétrique se traduira directement dans une inexactitude dans la masse de nanoparticules, qui est souvent utilisée pour inférer la masse de gaz dune région ou dune galaxie.

Notre programme de temps garanti, IMEGIN (Interpreting the Millimeter Emission of Galaxies at IRAM with NIKA2 ; resp. Madden ; 200 heures), avec la caméra NIKA2 au radiotélescope de 30-m de lIRAM, a complètement cartographié 20 galaxies proches à 1.2 mm et 2 mm. De plus, notre temps de programme ouvert, SEINFELD (Submillimeter Excess In Nearby Fairly-Extended Low-metallicity Dwarfs ; resp. Galliano ; 36 heures), est en train de compléter notre échantillon à faible métallicité (la métallicité étant la fraction de masse des éléments plus lourds que lhélium). Ces données nouvelles et exceptionnelles sont les première images de bonnes qualité de galaxies résolues aux longueurs donde millimétriques, et nous permettent détudier la manière dont varient les propriétés des grains avec les conditions physiques.

Le but de ce projet de thèse est de combiner ces observations avec dautres données multi-longueurs donde, déjà existantes (en particulier, WISE, Spitzer et Herschel), dans le but de démontrer comment lopacité millimétrique dépend des conditions physiques locales. La première étape consistera à traiter et homogénéiser les données. Létudiant aura aussi lopportunité de participer à notre campagne dobservations à Pico Veleta. Dans un second temps, létudiant modélisera lémission spatialement résolue, en utilisant notre code bayésien hiérarchique à létat de lart, HerBIE. Cela permettra à létudiant de produire des cartes des propriétés des nanoparticules et de les comparer avec les cartes des conditions physiques. Finalement, ces résultats seront utilisés pour modéliser les échelles de temps caractéristiques dévolution, sous les effets du champ de rayonnement et de laccrétion de gaz. Les mesures de laboratoire récemment produites par le groupe de Toulouse seront mises à profit. Ce travail sera effectué au sein de la collaboration internationale IMEGIN.

Les étoiles massives jouent un rôle clé dans le cycle du milieu interstellaire (ZinneckerYorke 2007) car ce sont elles qui contribuent majoritairement au budget énergétique à travers leur rétroaction radiative (luminosité, pression de radiation, ionisation) et cinétique (outflows, jets, vents et explosion de supernovæ).

Des observations récentes suggèrent que la formation des planètes ait lieu dans les toutes premières phases d’évolution des disques protoplanétaires (Manara et al. 2018 ; Tychoniec et al. 2020 ; Segura-Cox et al. 2020). La compréhension de la formation des planètes implique donc de bien comprendre et contraindre les phases de formation des étoiles et de leurs disques protoplanétaires qui peuvent être concomitantes à la formation des planétésimaux. Ces disques jeunes sont encore enfouis dans l’enveloppe proto-stellaire dense, ce qui rend leurs observations encore limitées avec les instruments actuels. Il est donc primordial de contraindre la physique de leur formation par le biais de simulations numériques.

L’objectif de cette thèse est d’étudier les phases précoces de formation des étoiles massives et de leur disque protoplanétaire. Pour ce faire, des simulations numériques avec le code RAMSES prenant en compte l’interaction de l’hydrodynamique, du champ magnétique, du rayonnement et de la dynamique de la poussière, seront menées. Les résultats numériques seront ensuite comparés aux observations pour mieux comprendre et contraindre les scénarios de formation des étoiles.

Le télescope spatial James Webb (JWST) révolutionne notre vision du premier milliard dannées après le big bang, en nous permettant de détecter les galaxies primordiales formées par leffondrement des premières surdensités de lUnivers. Les études initiales des propriétés de ces galaxies, en partie réalisées par notre équipe, ont révélé que leur formation est encore largement incomprise et potentiellement en tension avec le modèle cosmologique standard (LCDM). En effet, ces études ont mis en évidence un excès potentiel de galaxies massives primordiales, impliquant une croissance accélérée de ces galaxies à des efficacités de formation détoiles bien au-delà des prédictions des modèles théoriques. Avant dinvoquer des modèles cosmologiques et dévolution des galaxies radicalement différents, il est néanmoins nécessaire de confirmer ces tensions, qui ne reposent actuellement que sur des mesures très incertaines de la masse stellaire de quelques galaxies.
Cette thèse aura pour objectif de confirmer ou infirmer ces tensions en contraignant pour la première fois de manière solide la masse stellaire d’un large échantillon statistique de galaxies primordiales. Pour ce faire, nous combinerons les données de quatre relevés extragalactiques du JWST avec une approche statistique originale d’empilement d’images nous permettant d’obtenir la masse stellaire moyenne des galaxies primordiales qui sont autrement trop faibles pour être détectées individuellement par le JWST dans la fenêtre critique de l’infrarouge moyen. Ces informations, ainsi que celles obtenues sur leur activité de formation détoiles, seront déterminantes pour comprendre la croissance des premières galaxies de l’Univers.

La thèse vise à améliorer notre compréhension de lévolution précoce des poussières pendant la phase de formation du disque protoplanétaire, grâce à lanalyse dobservations multi longueurs donde et à leur comparaison à des prédictions de modèles de poussières évoluées couplés aux simulations numériques MHD de formation détoiles.

Ce projet vise à améliorer la synergie entre les observations astronomiques, les simulations cosmologiques numériques et la modélisation des galaxies. Les futurs instruments tels quEuclid, DESI et Rubin LSST, entre autres, permettront des relevés de galaxies à champ large avec des mesures extrêmement précises. La précision accrue des observations exigera cependant des prévisions théoriques robustes des modèles de formation des galaxies pour parvenir à une compréhension approfondie de la physique fondamentale sous-jacente aux mesures cosmologiques.

Pour atteindre cet objectif, les exa-supercalculateurs joueront un rôle clé. Contrairement aux supercalculateurs modernes, qui se composent généralement de milliers de CPU pour la production de simulations de pointe, les exa-supercalculateurs utiliseront une configuration hybride de CPU hôtes avec des accélératrices GPU. Cette configuration permettra deffectuer jusquà 10^18 opérations par seconde. Les exa-supercalculateurs révolutionneront notre capacité à simuler des volumes cosmologiques sétendant sur 4 gigaparsecs (Gpc) avec 25 billions de particules, les exigences minimales en termes de volume et de résolution nécessaires pour faire des prédictions sur les données dEuclid.

Cependant, le défi à ce jour réside dans le fait que les logiciels de simulation cosmologique conçus pour les exa-supercalculateurs manquent de modélisation de la formation des galaxies. Des exemples incluent le code HACC-CRKSPH (Habib et al. 2016, Emberson et al. 2019) et PKDGRAV3 (Potter, Stadel Teyssier 2017), qui ont produit les plus grandes simulations à ce jour, FarPoint (Frontiere et al. 2022), regroupant 1,86 billion de particules dans un volume de 1 Gpc, et Euclid Flagship (Potter, Stadel Teyssier 2017), présentant 2 billions de particules dans un volume de 3 Gpc, respectivement. Alors que HACC-CRKSPH et PKDGRAV3 ont été développés pour fonctionner sur des supercalculateurs modernes avec accélération GPU, ils manquent de la physique complexe de la formation des galaxies et ne peuvent donc produire que des boîtes cosmologiques basées uniquement sur la gravité.

Le code SWIFT (Schaller et al. 2023) est un effort parallèle qui a produit Flamingo (Schaye et al. 2023), la plus grande simulation intégrant la gravité, lhydrodynamique et la physique de la formation des galaxies, regroupant 0,3 billion de particules. Cependant, linconvénient de SWIFT est quil a été principalement conçu pour une utilisation CPU. Ladaptation de SWIFT pour fonctionner sur des GPU modernes nécessitera la refonte complète du code. Un autre exemple concerne les simulations actuelles de la formation des galaxies réalisées à lIrfu, telles quExtreme Horizon (Chabanier et al. 2020), qui ont également atteint leur limite car elles reposent sur des codes basés sur les CPU qui entravent leur extensibilité.

Comprendre les subtilités de la formation des galaxies est essentiel pour interpréter les observations astronomiques. Dans cette quête, le CEA DRF/Irfu est idéalement positionné pour conduire les avancées en astrophysique à lère émergente des exascales. Les chercheurs de DAp et DPhP ont déjà entrepris lanalyse de données de haute qualité de la mission Euclid et de DESI. Simultanément, une équipe de DEDIP développe DYABLO (Durocher Delorme, en préparation), un code robuste de gravité + hydrodynamique spécialement adapté aux exa-supercalculateurs.

Ces dernières années, dimportants investissements ont été orientés vers lavancement de DYABLO. De nombreux chercheurs de DAp et de DEDIP ont contribué sur divers aspects (de lhydrodynamique de la physique solaire à lamélioration des processus dentrée/sortie) grâce à des subventions collaboratives telles que la subvention PTC-CEA et le projet européen FETHPC IO-SEA. De plus, DYABLO a bénéficié dinteractions avec lunité de recherche CEA, Maison de la simulation (CEA CNRS).

Ce projet ambitieux vise à étendre les capacités de DYABLO en intégrant des modules de formation des galaxies en collaboration avec Maxime Delorme. Ces modules comprendront le refroidissement et le chauffage radiatifs du gaz, la formation détoiles, lenrichissement chimique, la perte de masse stellaire, la rétroaction dénergie, les trous noirs et la rétroaction des noyaux actifs de galaxies. Lobjectif ultime est daméliorer lanalyse des données dEuclid et de DESI en générant des prévisions de simulation de la formation et de lévolution des galaxies à laide de DYABLO. Lensemble initial de données impliquera un examen complet de la distribution de la matière et de la distribution des galaxies, en partenariat avec les chercheurs de DAp/LCEG et DAp/CosmoStat.

Cette thèse créera la première version dun code de formation des galaxies optimisé pour les supercalculateurs à léchelle exa. Les développements en cours permettront non seulement détendre ses capacités, mais aussi douvrir de nouvelles opportunités pour des recherches approfondies, améliorant la synergie entre les observations astronomiques, les simulations cosmologiques numériques et la modélisation des galaxies.

References:
Habib, S., et al., 2016, New Astronomy, Volume 42, p. 49-65.
Emberson, J.D., et al., 2019, The Astrophysical Journal, Volume 877, Issue 2, article id. 85, 17 pp.
Potter, D., Stadel, J., Teyssier, R., 2017, Computational Astrophysics and Cosmology, Vol. 4, Issue 1, 13 pp.
Frontiere, N., et al., 2023, The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 264, Issue 2, 24 pp.
Schaller, M., et al., 2023, eprint arXiv:2305.13380
Schaye, J., et al., 2023, eprint arXiv:2306.04024
Chabanier, S., et al., 2020, Astronomy Astrophysics, Volume 643, id. L8, 12 pp.

LIA (intelligence artificielle) change significativement la manière de résoudre les problèmes inverses en astrophysique.
En radio-interférométrie, la detection de radio sources et leur classification nécessitent de prendre en compte de nombreux effets comme un bruit non-Gaussien, un échantillonnage incomplet de lespace de Fourier, et la nécessité de construire un ensemble de données suffisant pour le training. La difficulté augmente quand la source à reconstruire évolue dans le temps. On trouve de tels exemples de variations temporelles dans différents problèmes inverses en astrophysique comme les objets transitoires (supernovae, fast radio burst, etc).
ARGOS est un projet pilote pour un interféromètre radio qui effectuera des observations continues en temps réel à grand champ dans des longueurs donde centimétriques. La combinaison dun large champ de vision et dune sensibilité élevée permettra à ARGOS de détecter des sources transitoires qui varient sur des échelles de temps inférieures à une seconde. ARGOS sera capable de détecter des milliers de sursauts radio rapides par an. Ces événements devront être différenciés avec précision des autres sources transitoires détectées par ARGOS, telles que les supernovae, les sursauts gamma, les naines blanches, les étoiles à neutrons, les blazars, etc. Compte tenu des courtes échelles de temps de certains de ces événements transitoires et de la nécessité de un suivi rapide, ARGOS aura besoin de solutions de classification de pointe utilisant des architectures dapprentissage automatique de pointe.
Cette these consiste à developper des outils novateurs issue du machine learning pour résoudre des problèmes de reconstruction dimage et de classification de sources.