Archives des soutenances 2017

Composition du jury :

Mme Monica ORIENTI, Directeur de Recherche, INAF/IRA, Rapporteur du jury
M. Pierre-Olivier PETRUCCI, Chargé de Recherche, IPAG, Rapporteur du jury
Mme Isabel MARQUEZ, Directeur de Recherche, Instituto de Astrofisica de Andalucia (CSIC), Membre du jury
Mme Jacques LE BOURLOT, Professeur, Univ. Paris Diderot et Obs. de Paris, Membre du jury
Mme Catherine BOISSON, Astronome, LUTH, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Andreas ZECH, Maître de Conférences, LUTH, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these

Résumé :

Ce manuscrit de thèse présente l’étude des processus d’émission de deux types de noyaux actifs de galaxie détectés aux rayons gamma : des blazars vues au TeV et des Narrow Line Seyfert 1s (NLS1s) detectes au GeV. La distribution spectrale d’énergie des blazars peut être décrite en général par des modèles ’one-zone synchrotron self-Compton’. Ce modèle a été applique au blazar 1ES2322-409 qui fut premièrement détecté au TeV par l’expérience HESS. Des composantes externes comme le tore, le disque d’accrétion, la couronne X ou la ’Broad Line Region’ sont nécessaires pour expliquer la radiation observe dans des NLS1 qui émettent des rayons gamma. Un modèle numérique qui considère ces champs des photons externes a été développé. Ce modèle explique l’émission observée et la transition entre des états bas et des états d’émission augmentée pour trois NLS1s vues au régime gamma : 1H0323+342, B20954+25A et PMN J0948+0022.

Summary :

. This thesis manuscript presents the study of the emission processes of two types of gamma-emitting active galactic nuclei : TeV-detected blazars and GeV-detected Narrow Line Seyfert 1s (NLS1s). The Spectral Energy Distribution (SED) of TeV blazars can in general be well described by simple one-zone synchrotron self-Compton models. Such model has been applied to the blazar 1ES2322-409 that was first detected at TeV by the HESS collaboration. Additional external photon fields such as the obscuring torus, the accretion disc, the X-ray corona or the broad line region are necessary to describe the observed radiation and broad-band SED of gamma-emitting NLS1s. A numerical model that takes into account emission from these external fields has been developed. The model explains the observed emission and the transition from quiescent to gamma-ray flaring states of three gamma-emitting NLS1s : 1H0323+342, B20954+25A and PMN J0948+0022.

Composition du jury :

M. Hervé WOZNIAK, Astronome, Université de Montpellier, Rapporteur du jury
M. Christopher CONSELICE, Professeur, Université de Nottingham, Rapporteur du jury
Mme Evangelie ATHANASSOULA, Astronome, Aix-Marseille Université, Membre du jury
Mme Laurence TRESSE, Astronome, Université de Lyon, Membre du jury
M. Thierry CONTINI, Directeur de Recherche, Université de Toulouse, Membre du jury
M. Jacques LASKAR, Directeur de Recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. François HAMMER, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Mathieu PUECH, Astronome adjoint, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these

Résumé :

Les bulbes sont présents dans environ 80% des galaxies spirales locales de masse intermédiaire. Les galaxies spirales représentent environ 70% des galaxies de masse intermédiaire (typiquement avec des masses comprises entre 2 × 10^10 et 10^11 masses solaires) de l’Univers local. Alors que les bulbes classiques sont généralement associés aux résultats de fusions, les pseudo-bulbes sont plutôt associés à l’évolution séculaire. Cependant, le modèle cosmologique ΛCDM prévoit une croissance hiérarchique des galaxies par les fusions alors que l’on trouve plus de 50% de pseudo-bulbes dans les galaxies spirales de masse intermédiaire de l’Univers local. Le but de la thèse est de vérifier s’il est possible de construire des pseudo-bulbes à partir de fusions majeures riches en gaz. La première partie de cette thèse est consacrée à la présentation du sujet ainsi qu’à l’état de l’art sur la formation et l’évolution des bulbes galactiques. La deuxième partie de cette thèse porte sur la description de la méthodologie mise en place pour analyser les bulbes des galaxies spirales et comprendre leur formation. La thèse com- porte deux axes d’études, une partie observationnelle avec l’analyse de deux échantillons complets de galaxies spirales locales de masse intermédiaire pour déterminer la proportion de pseudo-bulbes dans ces échantillons et avoir une référence robuste. Une autre partie, qui est le coeur de l’étude, est dédiée à l’analyse de simulations numériques de fusions majeures de deux progéniteurs riches en gaz réalisées avec un code N-body/Hydrodynamique (GADGET2). L’objectif est de reproduire ce type de galaxies et d’étudier leurs propriétés grâce à une décomposition bulbe+disque. Dans la troisième partie, je montre que, dans les limites données par les simulations, nous pou- vons reproduire des galaxies spirales présentant des pseudo-bulbes via des fusions majeures riches en gaz. Cette thèse propose un nouveau scénario de formation des pseudo-bulbes grâce à la formation de barres durant les fusions majeures qui permet d’amener du gaz dans les parties centrales. De plus, beaucoup de structures observées comme des barres, anneaux ou double-disques sont reproduits dans les simulations. Les différents paramètres des simulations ont ensuite été modifiés (fraction de gaz, rapport de masses, masse des progéniteurs, feedback, extension du gaz, pericentre) pour explorer leur impact sur les résultats. On constate que les disparités des indices de Sersic et des rapports B/T proviennent autant de la différence entre les orbites que de celle entre les paramètres physiques initiaux choisis pour les simulations, mais certaines grandes tendances peuvent tout de même être extraites. Par exemple, l’étude montre que plus la fraction de gaz des progéniteurs est élevée, plus les indices Sersic et le rapport B/T diminuent, plus le nombre de barres et leur taille augmentent.

Summary :

Bulges are present in almost 80% of nearby spiral galaxies of intermediate mass. Spiral galaxies represent about 70% of the intermediate-mass galaxies (typically with a mass between 2 × 10^10 and 10^11 solar masses) in the local Universe. While classical bulges have been associated to the result of major mergers, pseudo-bulges have been rather associated to secular evolution. However, the cosmological ΛCDM model predicts a hierarchical growth of galaxies via mergers while pseudo-bulges are found in > 50% of large nearby spiral galaxies. The aim of this thesis is to verify if we can build pseudo-bulges with gas-rich major mergers. The first part of this thesis is devoted to the presentation of the subject and the state of the art on the formation and evolution of galactic bulges. The second part of this thesis is focusing on the methodology developped to analyse bulges of spiral galaxies and understand their formation. The thesis has two axes of study, an observational part with the analysis of two complete samples of local spiral galaxies of intermediate mass to determine the proportion of pseudo-bulges in these samples and to have a reliable reference. Another part, which is the core of the study, is dedicated to the analysis of nume- rical simulations of gas-rich major mergers done with a N-body / SPH code (GADGET2). The aim is to reproduce this type of galaxy and to study their properties thanks to a bulge + disk decomposition. In the third part, I show that, within the limits given by the simulations, we can reproduce spiral galaxies with pseudo-bulges via gas-rich major mergers. This thesis propose a new scenario of pseudo-bulge formation thanks to the formation of a bar, which bring gas into the central parts. In addition, most of the observed structures, such as bars, rings or double-disks, are reproduced in the simulations. The different parameters of simulations has been then modified (gas fraction, mass ratio, mass of progenitors, feedback, gas extension, pericenter) to explore their impact on the results. We found that the disparities on Sersic index and B/T ratio comes as much from the difference between orbits as from between initial physical parameters chosen for simulations but we can still extract some trends. For instance, I show that the higher the gas fraction of the progenitors, the lower the Sersic index and the B/T ratio, the more the number of bars and their size increases.

Composition du jury :

M. Denis MOURARD Astronome, Observatoire de la Côte d’Azur, Laboratoire Lagrange, Rapporteur du jury
M. François REYNAUD, Professeur, Xlim , Univ. Limoges,Rapporteur du jury
M. Sylvestre LACOUR, Directeur de Recherche, Observatoire de Paris/LESIA, Membre du jury
Mme Géraldine ARTAUD, Ingénieur, CNES, Membre du jury
M. Jacques BERTHON, Ingénieur, CNES, Membre du jury
M. Laurent MUGNIER, Directeur de Recherche, ONERA, Directeur de these
M. Pierre KERVELLA, Astronome, Observatoire de Paris/LESIA, Membre du jury

Résumé :

Les télécommunications optiques en espace libre sont capables d’autoriser des débits de plusieurs dizaines de gigabits par seconde. Pour traiter ces débits en bénéficiant des techniques développées dans le cadre de l’optique fibrée, il est souhaitable d’injecter le faisceau reçu dans une fibre monomode. Ainsi, l’optique adaptative est proposée pour limiter les pertes d’injection induites par la dégradation de la qualité du faisceau propagé à travers la turbulence atmosphérique. Dans ce travail nous considérons un lien entre un satellite et une station de réception au sol. En élévation haute lorsque les perturbations d’amplitude peuvent être moyennées en augmentant la taille de la pupille la correction de la phase par optique adaptative (OA) classique peut être suffisante. Mes travaux dans ce cadre portent sur la mise en œuvre expérimentale de l’optimisation du couplage entre un système d’OA classique et une fibre monomode, en corrigeant les aberrations différentielles entre la voie de mesure de la surface d’onde et la voie d’injection du signal corrigé par OA. Le travail accompli dans l’objectif de cette mise en œuvre, se résume par les tâches suivantes : • Définition d’une méthode d’optimisation automatique de l’injection par contrôle d’un seul miroir déformable pour la correction conjointe des perturbations rapides de la phase et des aberrations différentielles quasi-statiques ; • Étude numérique de l’implantation de la méthode définie par simulation end-to-end ; • Mise en œuvre de la méthode en laboratoire sur le banc BOA en modélisant la turbulence atmosphérique par des écrans de phase en rotation et validation du fonctionnement de l’optimisation de l’injection en boucle fermée ; • Application de la méthode sur le banc ODISSEE à l’OCA puis fermeture de la boucle sur un signal optique émis par le satellite japonais SOCRATE. Par ailleurs, le lien satellite doit être opérationnel sur une durée maximale. Pour cela, le système doit fonctionner même dans le cas où le satellite est bas sur l’horizon et donc lorsque la portion d’atmosphère traversée par le faisceau est épaisse. Dans ces conditions particulières, les perturbations induites par les fluctuations de l’indice de l’air sont plus fortes que pour l’observation astronomique, donc la correction simultanée de la phase et de l’amplitude est indispensable pour atteindre le taux d’injection désiré (> 50 %). La deuxième partie de la thèse se place dans ce cadre et est consacrée à l’étude de l’implantation expérimentale d’une approche innovante de la correction de la phase et de l’amplitude fondée sur l’utilisation d’un Mach-Zehnder en optique intégrée. Le travail réalisé dans cette partie comporte les points suivants : • Élaboration du principe de la correction par un Mach-Zehnder et proposition d’un dispositif généralisé à N voies ; • Étude analytique de la correction par le dispositif proposé ; • Développement d’un algorithme de contrôle fondé sur l’architecture proposée en optique intégrée ; • Validation numérique du fonctionnement par simulation end-to-end ; • Conception d’un prototype pour la validation expérimentale du concept.

Summary :

Free space optical communications are able to allow rates of several tens of gigabits/s. In order to process these flows and benefit from the techniques developed in the context of fiber optics, it is desirable to inject the received beam into a single mode fiber. In this case, adaptive optics is proposed to limit the injection losses induced by the degradation of the beam quality caused by the atmospheric turbulence. In this thesis, we consider a link between a satellite and a ground receiving station. For high elevations when amplitude perturbations can be averaged by increasing the size of the pupil and the correction of the phase is sufficient by conventional adaptive optics (AO), this work deals with the experimental implementation of the coupling optimization between a conventional AO and a single mode fiber, by correcting the non common path aberrations between the measurement path of the wave front and the injection path of the corrected signal. The accomplished work in this context is summarized by the following tasks : • definition of an automatic injection optimization method by controlling a single deformable mirror for the parallel correction of fast phase disturbance and quasi-static differential aberrations ; • numerical study of the implementation of the proposed method defined end-to-end simulations ; • implementation of the method in the laboratory on the BOA bench, modeling the atmospheric turbulence by rotating phase screens, and validation of the injection optimization in closed loop ; • application of the method on the ODISSEE bench at the OCA and closing of the loop on a laser signal emitted by the Japanese satellite SOCRATE. Besides, the link must be operational for a maximum duration. Indeed, the system must operate even when the satellite is low on the horizon and, therefore, when the crossed portion of atmosphere is thick. In these particular conditions, the disturbances induced by the air index fluctuations are stronger than for astronomical observations, so that, the simultaneous correction of the phase and the amplitude is essential to reach the desired injection ratio (> 50 %). Based on this analysis, the second part of this thesis focuses on the study of the experimental implementation of an innovative approach of a phase and amplitude correction based on using an integrated Mach-Zehnder. The work done in this part consists in the following points : • elaboration of correction principle by a Mach-Zehnder and proposition of a generalized device with N channels ; • theoretical analysis of the superposition by the proposed device ; • development of a control algorithm based on the architecture proposed in integrated optics ; • numerical validation of operation by end-to-end simulations ; • design of the prototype for the experimental validation of the concept in the laboratory.

Composition du jury :

Mme Françoise ROQUES, Astronome, LESIA, Membre du jury
M. François MIGNARD, Directeur de Recherche, Laboratoire Lagrange, Membre du jury
M. Mark WIECZOREK, Directeur de Recherche, Laboratoire Lagrange, Membre du jury
M. Tim VAN HOOLST, Chercheur, ROB, Membre du jury
Mme Agnès FIENGA, Astronome, Géoazur, Directeur de these
M. Jacques LASKAR, Directeur de Recherche, Astronomie et Systèmes Dynamiques - IMCCE, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Tom MURPHY, Professeur, Professeur à l’université de San Diego and Associate Director of CASS, Rapporteur du jury
M. Yves ROGISTER, Maître de Conférences, EOST, Rapporteur du jury

Résumé :

L’objectif principal de ce travail était d’améliorer le modèle dynamique de la Lune dans les éphémérides numériques INPOP et d’exploiter cette amélioration en vu d’une meilleure caractérisation de la structure interne de la Lune et d’effectuer des tests de la relativité générale. Dans un premier temps, un travail d’analyse des algorithmes nécessaires aux calculs des points normaux utilisés pour la construction des éphémérides lunaire a été effectué. Une analyse approfondie des procédures utilisées par l’équipe de Grasse montre l’impact du choix de l’algorithme sur le calcul de l’incertitude. L’importance de l’incertitude du point normal se reflète dans la méthode du moindre carré pondéré utilisée pour la construction des éphémérides. En particulier, l’absence d’un algorithme standardisé entre les différentes stations LLR introduit des biais dans l’estimation des incertitudes qu’il est important de prendre en compte. La thèse a également bénéficié d’un ensemble de données plus dense en raison des améliorations techniques et du passage de la longueur d’onde à l’infrarouge à la station de Grasse (Courde et al., 2017). Dans un second temps, afin de permettre des analyses multi-techniques combinant mesures SLR et LLR, la réduction des observations LLR a été introduite dans le logiciel de détermination d’orbites GINS du CNES. La modélisation suit les recommandations de IERS et été validée par une comparaison étape par étape avec les groupes d’analyse LLR de l’Observatoire de Paris et à Hanovre avec une précision de l’ordre de 1 mm. En outre, la correction des effets due au chargement hydrologique observé à la station Grasse a été mise en œuvre et a fait l’objet d’une première communication poster en 2016 (Mémin et al. 2016). Une version améliorée du modèle de réduction LLR a été intégrée à la dernière version distribuée du logiciel GINS par l’équipe de géodésie spatiale (GRGS) du CNES. Le modèle dynamique lunaire d’INPOP a d’abord été développé par Manche (2011). Cependant, en raison de l’absence du noyau fluide dans la version précédente (INPOP13c), les résidus obtenus après ajustement étaient au niveau de 5 cm pour la période moderne (2006). Une comparaison détaillée des équations dynamiques avec les éphémérides JPL DE430 a permis d’identifier les changements requis dans INPOP pour l’activation du noyau liquide lunaire. D’autres modifications ont permis l’utilisation d’un champ de gravité lunaire déterminé par la mission spatiale GRAIL. L’utilisation d’un algorithme de moindres carrés sous contraintes a aussi été utilisé afin de maintenir les paramètres connus dans des bornes compatibles avec leurs incertitudes. La nouvelle éphéméride (INPOP17a) produit un résidu de 1,4 à 1,8 cm, compatible avec (Folkner et al. 2014) et (Pavlov et al. 2016). INPOP17a est distribuée sur le site de l’imcce (www.imcce.fr/inpop) et une documentation a été publiée (Viswanathan et al. 2017) dans les notes scientifiques de l’imcce. En outre, en fournissant des contraintes plus sévères dans le modèle dynamique sur le champ de gravité lunaire à partir de l’analyse des données GRAIL, une signature caractéristique de libration lunaire avec une période de 6 ans a été révélée avec une amplitude de +/- 5 mm. Plusieurs pistes ont été étudiées pour l’identification de cet effet, impliquant des termes de marée et des composants de couple à plus haut degré. Cela reste encore un travail en cours, qui se poursuivra grâce à un contrat postdoctoral à Paris. Une publication est en cours de révision à ce sujet. Les résidus au niveau d’un centimètre permettent des tests précis du principe d’équivalence dans le système solaire. La valeur ajustée du paramètre caractérisant l’accélération différentielle de la Terre et de la Lune vers le Soleil a été obtenue et les résultats sont conformes aux travaux antérieurs (Williams et al 2012, Hofmann et al. 2016). Une interprétation en terme de théorie du dilaton est proposée. Une publication est en cours de finalisation.

Summary :

The main goal of the Ph.D. thesis of Vishnu Viswanathan was to improve the dynamical model of the Moon within the numerically integrated ephemeris (INPOP) and to derive results of scientific value from this improvement through the characterization of the lunar internal structure and tests of general relativity. At first, raw binaries of LLR echoes obtained from the Grasse ILRS station was used to analyze the algorithm used by the facility, for the computation of a normal point from the full-rate data. Further analysis shows the dependence of the algorithm on the reported uncertainty contained within the distributed LLR normal points from Grasse. The importance of the normal point uncertainty is reflected in the weighted least square procedure used for parameter estimation, especially in the absence of a standardized algorithm between different LLR ground stations. The thesis also benefitted in terms of a more dense dataset due to technical improvements and the switch of operational wavelength to infrared at the Grasse LLR facility (Courde et al. 2017). The reduction of the LLR observations was carried out on GINS orbit determination software from CNES. The modeling follows the IERS 2010 recommendations for the correction of all known effects on the light-time computation. The subroutines were verified through a step by step comparison study using simulated data, with LLR analysis groups in Paris and Hannover, maintaining any discrepancies in the Earth-Moon distance below 1mm. Additionally, correction of effects due to hydrological loading observed at the Grasse station has been implemented. An improved version of the LLR reduction model was submitted to the space geodesy team of CNES (GRGS). The lunar dynamical model of INPOP was first developed by Manche (2011). However, due to the absence of the fluid core within the previous version of INPOP (13c), the residuals obtained after a least-square fit were in the level of 5cm for the modern day period (2006 onwards). A detailed comparison of the dynamical equations with DE430 JPL ephemeris helped to identify required changes within INPOP for the activation of the lunar fluid core. Other modifications allowed the use of a spacecraft determined lunar gravity field within the dynamical model. The use of a bounded value least square algorithm during the regression procedure accounted for variability to well-known parameters from their reported uncertainties. The resulting iteratively fit solution of INPOP ephemeris then produces a residual of 1.4-1.8 cm, on par with that reported by Folkner et al. 2014 and Pavlov et al. 2016. The new INPOP ephemeris (INPOP17a) is distributed through the IMCCE website (www.imcce.fr/inpop) with a published documentation (Viswanathan et al. 2017) in the scientific notes of IMCCE. Furthermore, on providing tighter constraints on the lunar gravity field from GRAIL-data analysis within the dynamical model, a characteristic lunar libration signature with a period of 6 years was revealed with an amplitude of +/- 5mm. Several tracks were investigated for the identification of the unmodelled effect, involving higher degree tidal terms and torque components. This remains as a work in progress, which will be continued through a postdoctoral contract in Paris. A publication is under revision on this subject. Residuals at the level of a centimeter allow precision tests of the principle of equivalence in the solar system. The fitted value of the parameter characterizing the differential acceleration of the Earth and the Moon towards the Sun was obtained with numerically integrated partial derivatives. The results are consistent with the previous work by Williams et al (2009, 2012), and Hofmann et al. (2010, 2016). An article on this work is in preparation.

Composition du jury :
M. Fabrice MOTTEZ, DR, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
Mme Alice HARDING, NASA Scientist, Astrophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center, Rapporteur du jury
M. Alexandre MARCOWITH, Directeur de recherche, Laboratoire Univers et Particules, Université de Montpellier, Rapporteur du jury
M. Paulo FREIRE, Scientific staff, Max Planck Intitute for Radioastronomy, Membre du jury
M. Ismaël COGNARD, Directeur de recherche, Laboratoire de Physique et Chimie de l’Environnement et de l’Espace (LPC2E), Membre du jury
M. Benoît CERUTTI, Chargé de recherche, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Membre du jury
M. Jérôme NOVAK, Directeur de recherche, LUTh, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

Les pulsars sont des étoiles à neutron hautement magnétisées en rotation rapide produisant un rayonnement pulsé. Cette thèse est dédiée à leur magnétosphère, c’est à dire la zone proche de l’étoile à neutron, remplie d’un plasma entraîné par la rotation rapide de celle-ci. Il a été montré dès 1969 que la magnétosphère doit avoir des zones très peu denses arborant des champs électriques intenses capables d’accélérer le plasma raréfié de ces régions à des énergies très élevée le long du champ magnétique. La courbure des lignes de champ, couplé avec la rotation d’une particule autour du champ, cause un rayonnement dit de « synchro-courbure ». L’énergie est rayonnée essentiellement en photons gamma (g). Ces photons peuvent ensuite être convertis par interaction quantique photon γ-champ magnétique ou γ-γ en une paire électron-positron e+e- dont chaque composante rayonne à son tour, résultant en une cascade qui alimente la magnétosphère en plasma. Cette thèse traite particulièrement de deux phénomènes clefs de ces cascades : le rayonnement de synchro-courbure et la création de paires par interaction γγ. La théorie quantique du rayonnement de synchro-courbure est développée pour la première fois à partir des principes de base de l’électrodynamique quantique. Les paramètres compatibles avec les approximations du calcul correspondent à une large gamme de conditions physiques typiques des magnétosphères de pulsars. Les transitions quantiques sont considérées dans l’approximation continue lorsqu’elles impliquent un saut de l’impulsion de la particule dans la direction parallèle au champ, et discrète dans la direction perpendiculaire. Il en résulte un spectre tendant asymptotiquement vers les descriptions classiques des rayonnement de courbure et de synchro-courbure mais présentant des déviations très importantes lorsque les transitions discrètes dominent le rayonnement. L’interaction γγ→e+e- a été étudiée dans le cas où un gamma réagit sur un fond de photons de basse énergie. Ce mécanisme est considéré comme potentiellement important lorsque le champ magnétique n’est pas assez fort pour produire des paires par le mécanisme γ-champ magnétique. Tout indique que le fond est anisotrope, c’est pourquoi nous avons développé un formalisme permettant de prendre en compte arbitrairement les anisotropies et de produire les spectres des particules produites. Appliqué à un modèle simple d’étoile rayonnant thermiquement en X, il en résulte une dépendance forte du taux de réaction sur la direction du photon gamma. Cette thèse comprend également un modèle de chronométrage du pulsar milliseconde dans un système triple J0337+1715. Ce pulsar orbite avec deux étoiles naines blanches dont les interactions mutuelles ne sont pas négligeables. Une intégration numérique, à l’ordre newtonien et post-newtonien, a été développée pour déterminer les orbites. Un modèle complet incluant le calcul des retards du système du pulsars au télescope a été réalisé. Le modèle s’ajuste aux données de chronométrage provenant du radiotélescope de Nançay avec des résidus d’écart-type inférieur à 2 µs. Un tel système permet en principe le test du principe d’équivalence fort gravitationnel par une technique similaire à celle employée lors des expériences de laser-lune, mais avec une précision sans précédent en régime de champ fort. Ce test requiert une évaluation rigoureuse des incertitudes sur chaque paramètre, échantillonnées grâce à un code MCMC. La validation du code et l’évaluation des incertitudes sont en cours.

Summary :

Pulsars are highly magnetized fast rotating neutron stars producing a pulsed radiation. This thesis is dedicated to their magnetosphere, namely the zone surrounding the star and filled with a plasma dragged by the rotation of the star. It was shown as soon as 1969 that the magnetosphere must have vacuum gaps, where intense electric fields develop that are capable of accelerating the rarefied plasma to very high energies along the magnetic field. The curvature of the field lines, together with the rotation around the magnetic field, results in the so-called « synchrocurvature » radiation. The energy is mostly radiated in gamma photons (γ). These photons may then be converted by the quantum processes γ photon-magnetic field or γ-γ in an electron-positron pair e+e-, each component of which then radiates at its turn which results in a cascade that provides plasma to the magnetosphere. This thesis particularly deals with two key phenomena of these cascades : synchrocurvature radiation and γγ pairs. The quantum theory of synchrocurvature radiation is developed for the first time from the first principles of quantum electrodynamics. The range of parameters compatible with the approximations of the derivation covers a wide range of physical conditions typical of pulsar magnetospheres. Quantum transitions are considered in the continuous limit when they imply a jump of the particle impulsion parallel to the magnetic field, and discrete when the jump is in the perpendicular direction. It results in a spectrum that asymptotically tends to the classical descriptions of curvature and synchrocurvature radiations but that presents very important deviations when the discrete transitions dominate the radiation. The γγ→e+e- process was studied in the case of the reaction of a gamma photon on a soft photon background. This mechanism is considered as potentially important when the magnetic field is nopt strong enough for the γ-magnetic field process to efficiently produce pairs. The soft background is most likely anisotropic, and that is why we developed a formalism allowing to arbitrarily take into account anisotropies, as well as produce the spectra of the outgoing particles so as to be able to feed the subsequent cascade consistently. Applied to a simple model of a star radiating thermal X rays, it results in a strong dependence of the reaction rate on the direction of the gamma photon. This thesis also includes a timing model of the millisecond pulsar in a triple system J0337+1715. This pulsar orbits with two white-dwarf stars, and their mutual interactions are not negligible. It follows that a numerical integration of the orbits was developed at Newtonian and first post-Newtonian orders. A complete model including the computation of delays from the star to the telescope was realized. This model is able to fit the timing data from the Nançay (France) radiotelecope with a standard deviation of less than 2µs. In principle, such a system allows to test the strong equivalence principle by a technique similar to that employed in Lunar-laser-ranging experiments, but with an unprecedented accuracy in the strong-field regime. This test demands a careful estimate of the uncertainties on each parameter, which we sample using a MCMC code. The validation of the code and the evaluation of the uncertainties are ongoing.

Composition du jury :

M. Marc HUERTAS, MC1 Université Paris 7 - Denis Diderot , Directeur de these
M. Alfonso ARAGóN-SALAMANCA, Professeur University of Nottingham, School Physics-Astronomy, Rapporteur du jury
M. Ignacio TRUJILLO, Chargé de Recherche, Instituto de Astrofísica de Canarias,Research Division, Rapporteur du jury
Mme Lidia TASCA, Chargé de Recherche, LAM-Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Pôle de l’Étoile Site de Château-Gombert, Membre du jury
M. Alvio RENZINI, Professeur, Osservatorio Astronomico di Padova, Membre du jury
M. Emanuele DADDI, Chargé de Recherche, CEA,AIM CoDirecteur de these
M. Daniel ROUAN, Directeur de Recherche LESIA - Observatoire de Paris-Site de Meudon, Membre du jury

Résumé :

Les galaxies passives présentent des morphologies et propriétés structurelles différentes des galaxies de masse similaire formant des étoiles. La preuve d’une distribution bimodale dans propriétés des galaxies suggère un lien entre les processus de quenching et les structures des galaxies. Contraindre les mécanismes et la chronologie de la formation du bulbe s’avère fondamental pour comprendre l’origine de cette corrélation. Les bulbes grossissent-ils au cours de la séquence principale ? Les galaxies ré-accrétent-elles un disque formant des étoiles ? Les galaxies stoppent-elles leur formation d’étoile à partir des régions internes ? etc. Répondre de manière pertinente à ces questions nécessite de résoudre les parties internes des galaxies à différentes époques. Grâce aux données de haute résolution en multi-longueur d’onde fournies par CANDELS, j’ai réalisé une décomposition séparant le bulbe du disque à partir des courbes de brillance de surface de 17’300 galaxies (F160W<23,00. J’ai utilisé le catalogue ainsi obtenu pour comprendre comment les galaxies stoppent leur formation d’étoile et déterminer l’impact que le quenching peut avoir sur les composantes internes. Les propriétés structurelles des bulbes et des disques, bien que différentes, dépendent peu de la morphologie globale de la galaxie hôte et de son activité de formation d’étoile. Si il existe un seul mécanisme de formation pour tous les types de galaxie ou plusieurs mécanismes contribuant à l’augmentation de la densité centrale, aucune trace dans la structure de la composante interne n’est gardée. De plus, les bulbes et les disques évoluant dans des galaxies soit éteintes, soit formant des étoiles (SF), bien qu’ils présentent des propriétés structurelles similaires, possèdent des distributions de couleurs différentes. Le processus de quenching ne semble pas avoir un impact significatif sur les propriétés des composantes internes. La seconde question clé est de savoir à quel moment les bulbes se forment. La distribution en morphologie le long du graphe SFR-masse montre un manque de galaxie calme (quiescent) avec B/T<0.3 alors que les galaxies avec B/T>0.3 sont présentes tout au long de la séquence principale. Cela suggère que la formation du bulbe doit commencer au cours de la séquence principale. De plus, nous n’avons aucune preuve d’un quelconque processus quenching sans qu’il y ait grossissement du bulbe. Nous n’excluons cependant pas la possibilité que les bulbes de la séquence principale correspondent à des galaxies ayant ré-accrété un disque formant des étoiles. La connaissance des âges est à ce niveau nécessaire pour réellement contraindre ce scénario. Une analyse élargie qui inclurait de l’imagerie à bande étroite (SHARDS) permettrait d’explorer les âges typiques des bulbes et des disques afin de placer des contraintes sur leur temps de formation.

Summary :

Passive galaxies have different morphologies and structural properties than star-forming galaxies of similar mass. The evidence of a bimodal distribution of galaxy properties suggests a link between the quenching process and and galaxy structure. Understanding the origin of this correlation requires establishing constraints on the mechanisms as well as on the timing of bulge formation. How are bulges formed ?Do bulges grow in the main sequence ? Are galaxies re-accreting a star forming disk ? Do galaxies start to quench from the inside ? etc. Proper answers to these questions require resolving the internal components of galaxies at different epochs. Thanks to the CANDELS high-resolution multi-wavelength data, I performed 2-D bulge-disk decompositions of the surface brightness profile of $simeq 17’300$ galaxies (F160W < 23, 0 < z < 2) in 4-7 filters, covering a spectral distribution of 430-1600 nm. A novel approach, based on deep-learning, allowed us to make an a-priori selection of the best profile. Stellar parameters are computed trough the SED fitting. The final catalog contains structural/morphological informations together with the stellar population properties for a large sample of bulges and disks within galaxies. This is the largest and more complete catalog of bulge-disc decompositions at $z>0$. The catalog is then used to investigate how galaxies quench and transform their morphologies. The size of disks and massive bulge is independent of the bulge-to-total ratio ($M_*>10^10 M_odot$). It suggests a unique formation process for massive bulges and also that disk survival/regrowth is a common phenomenon after bulge formation. However pure bulges (B/T>0.8), are 30% larger than bulges embedded in disks at fixed stellar mass and have larger Sersic indices. This is compatible with a later growth of these systems through minor mergers. Bulges in star-forming galaxies are found to be 30% larger than bulges in quenched systems, at fixed stellar mass. Regarding the disks the systematic difference is only a factor of $sim 0.1$. This can be interpreted as a signature that galaxies experience an additional morphological transformation during or after quenching. However, this result is not free of progenitor bias. Moreover, the vast majority (if not all) of pure disks (B/T<0.2) in our sample lie in the main-sequence. It suggests that quenching without any bulge growth is not a common channel at least in the general field environment probed by our data. Pure "blue" bulges (B/T>0.8) do exist however, suggesting that the formation of bulges happens while galaxies are still star forming. Finally, in order to put constraints on the formation times of bulges and disks I analyzed the UVJ colors rest frame. Almost all galaxies in our sample present negative color gradients. Bulges are always redder than the disks at all redshifts. This is compatible with a scenario of inside-out quenching put forward by previous works. However rejuvenation through disk accretion could lead to similar signatures.

Composition du jury :

M. Stéphane ERARD, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Patrick PINET, Directeur de Recherche, IRAP, Rapporteur du jury
M. Philippe ROUSSELOT, Professeur, Observatoire de Besançon, Rapporteur du jury
M. François COLAS, Directeur de Recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Christelle BRIOIS, Maître de Conférences, LPC2E/CNRS, UMR 7328, Membre du jury
M. Fabrizio CAPACCIONI, Senior Researcher, IAPS-INAF, Membre du jury
M. Pierre BECK, Maître de Conférences, IPAG, Membre du jury
M. Benoît CARRY, Astronome, Observatoire de la Côte d’Azur, Membre du jury

Résumé :

Lors de leur formation il y a 4,6 milliards d’années, les comètes ont intégré des matériaux transformés selon les conditions physiques et dynamiques du disque d’accrétion mais aussi une part de composés issus du milieu interstellaire. Parce qu’elles ont préservé leurs propriétés, étudier les comètes permet de mieux comprendre les conditions régnant dans le disque proto-planétaire entourant le jeune Soleil à une époque qui nous est inaccessible. Cela permet également de comprendre les différentes populations de comètes, leur processus de formation, leurs évolutions dynamiques, leur activité lorsqu’elles s’approchent du Soleil ou encore leur structure. La sonde européenne Rosetta a accompagné la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko pendant deux ans. À son bord, une dizaine d’instruments ont permis d’étudier l’évolution de son activité, les gaz, la morphologie de surface ou les poussières parmi d’autres objectifs. VIRTIS est le spectromètre visible-infrarouge de Rosetta. Sa composante d’imagerie spectrale, VIRTIS-M, permet d’avoir accès à la dimension spatiale tout en bénéficiant d’une résolution spectrale modérée tandis que VIRTIS-H est un spectromètre ponctuel bénéficiant d’une plus grande résolution spectrale. Mon travail a reposé sur le traitement et l’analyse des données de ces instruments et se découpe en deux parties concentrées sur l’étude de la surface du noyau. La première est une analyse des paramètres spectraux et photométriques : albédo, pente spectrale, direction principale de la diffusion de la lumière par les particules, rugosité macroscopique. Dans une étude globale, j’ai mis en évidence les variations spatiales de certains de ces paramètres ; comparé les résultats issus de différents modèles ainsi que des deux instruments. J’ai ensuite déterminé localement ces paramètres, soulignant des différences selon le type de terrains ciblé. Ces études permettent de mieux comprendre les mécanismes liés à l’activité (dépôt/soulèvement de poussières, altération spatiale, variations de la teneur en glace) ou aux variations des propriétés de la surface (composition, texture). Le deuxième enjeu de cette thèse était de reproduire en laboratoire les observations réalisées par VIRTIS, et ce afin d’apporter des contraintes sur la composition et la texture de la surface. En collaboration avec l’IPAG de Grenoble j’ai donc mené des expériences consistant à produire des poudres très fines constituées de matériaux similaires à ceux que l’on suspecte d’être présents sur le noyau de 67P : matière organique (imitée par un charbon), silicates (olivine) et sulfures de fer (pyrite et pyrrhotite) sont ainsi tous observés dans les comètes ou leurs analogues. Je les ai ici broyés à des échelles micrométriques à nanométriques puis j’ai réalisé des mesures en réflectance dans la même gamme spectrale que VIRTIS. J’ai pu ainsi étudier les effets provoqués par les variations de la taille des grains, de la composition ou de la texture du mélange, mettant en avant des combinaisons reproduisant le spectre moyen de la comète. De manière générale, cette étude permet de mieux comprendre l’influence de matériaux rarement étudiés comme les sulfures de fer ainsi que le comportement spectral de poudres dont la taille des grains atteint un ordre de grandeur proche de celle de la longueur d’onde, ce qui est primordial dans l’étude des surfaces cométaires.

Summary :

During the Solar System formation, 4.6 billion years ago, comets accreted materials which have been transformed according to the physical and dynamical conditions of the accretion disk but also a part of components coming from the interstellar medium. By preserving a primordial composition, the study of comets allows us to better understand the conditions of the proto-planetary disk surrounding the young Sun of an epoch which is now inaccessible. Moreover, it consists also to understand the various comets populations, their formation process, dynamical and activity evolution as they inward and outward the Sun or their structure. The ESA/Rosetta mission followed the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko during two years. A ten of instruments has been dedicated to the study of the evolution of its activity, gas release, surface morphology, dust and other objectives. VIRTIS is a visible/infrared spectrometer instrument. It is composed of VIRTIS-M, an imaging spectrometer which gives access to spatial information with moderate spectral resolution and VIRTIS-H, a point spectrometer with a higher spectral resolution. This study is based on the data analysis of VIRTIS instruments and is divided into two parts focused on the study of the nucleus surface. The first part is an analysis of the spectral and photometric parameters : albedo, spectral slope, the main direction of the light diffusion by particles, macroscopic roughness. In a global study, I highlighted the spatial variations of albedo and spectral slope ; compared results derived from different models as well as from both instruments. Then, I determined these parameters locally, revealing differences between two types of terrains. This approach allows to better understand the mechanisms linked to the activity (dust drop-off/uprising, space weathering, ice content variation) and also to the surface properties (composition, texture). The second goal of the thesis is to reproduce in the laboratory the observations realized by VIRTIS to give constraints on the composition and texture of the surface. In collaboration with IPAG (Grenoble, France) I led experiments consisting of the production of very fine powders made of materials which look like those we suspect to be present on the nucleus of 67P : organic matter (mimicked by a coal), silicates (olivine) and iron sulfides (pyrite and pyrrhotite) are all observed on comets or their analogues. I ground them to micrometric to nanometric scales and I realized reflectance measurements in the same spectral range than VIRTIS. Then, I have been able to observe effects caused by the variations of the grain size, composition or texture of the mixture and to highlight combinations reproducing the mean comet VIRTIS spectrum. Finally, this work enables us understanding the influence of material poorly studied such as iron sulfides as well as the spectral behaviour of powders composed of grain sizes reaching an order of magnitude close to the wavelengths, which is essential in the study of cometary surfaces.

Composition du jury :

M. Noël DIMARCQ, DR, SYRTE - Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Isabelle BOUCHOULE, Chargé de recherche, Laboratoire Charles Fabry - Institut d’Optique Graduate School, Rapporteur du jury
M. Christian GROSS, Senior scientist, Max-Planck-Institut für Quantenoptik, Rapporteur du jury
Mme Alice SINATRA, Professeur, Laboratoire Kastler Brossel - Ecole Normale Supérieure, Membre du jury
M. Jean-Philippe BRANTUT , Professeur, Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, Membre du jury
Mme Jocelyne GUENA, SYRTE - Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

.Dans ce manuscrit, nous présentons une étude expérimentale du phénomène de compression de spin dans un condensat de Bose-Einstein de $^87Rb$, résultant d’une interaction non-linéaire provenant de collisions entre les deux états internes $|F=1, m_F=-1>$ et $|F=2, m_F=1>$ de l’état fondamental $5^2S_1/2$. Les atomes sont refroidis dans un piège magneto-optique, puis piégés magnétiquement à l’aide de notre puce à atomes jouant le rôle de parois supérieure pour notre enceinte à vide. La puce est aussi utilisée pour émettre le champ radiofréquence permettant le refroidissement évaporatif conduisant à la condensation de Bose-Einstein, ainsi que le champ micro-onde qui réalise le transfert cohérent des atomes d’un état interne à un autre. L’ensemble atomique est décrit par le Hamiltonien "textitone-axis-twisting" qui contient un terme quadratique en la composante selon l’axe $z$ du vecteur de spin atomique $S_z$. L’amplitude de cette interaction non-linéaire, initialement très faible, dépend des longueurs de diffusion des états internes considérés, et peut être grandement augmentée en réduisant le recouvrement des fonctions d’onde. C’est pourquoi le système est placé dans une configuration particulière (grand nombre d’atomes et piège anisotrope de type "cigare") pour laquelle les deux états vont alterner des phases de séparation et recombinaison spatiale. L’impact de cette dynamique spatiale sur l’interaction de champ moyen et la cohérence du système est analysé expérimentalement à travers l’étude du contraste et de la fréquence centrale d’un interféromètre de Ramsey. Théoriquement, lorsque les deux états sont séparés, la distribution de spin se transforme d’une distribution circulaire régie par le bruit de projection quantique, en une ellipse dont le petit axe est inférieur à la limite quantique standard, sous l’effet de l’interaction en $S_z^2$. Ceci est vérifié expérimentalement en réalisant la tomographie de l’état atomique au moment où les deux modes internes se recombinent. Un paramètre de compression de spin $xi^2 = -1.3 pm 0.4$ dB est ainsi obtenu pour 5000 atomes et un contraste de 90%. L’étude des différentes sources d’instabilités a permis d’identifier les pertes atomiques comme limitation principale de la compression de spin et du contraste de l’interféromètre. Ce travail s’inscrit dans le contexte de la métrologie quantique et représente un pas vers la production d’états comprimés en spin permettant la réalisation d’interféromètres atomiques fonctionnant sous la limite quantique standard. La question de la cohérence d’un condensat bimodal soumis à de nombreuses collisions élastiques et inélastiques est aussi adressée.

Summary :

In this manuscript, we present an experimental study of spin squeezing in a spinor Bose-Einstein condensate of $^87Rb$, arising from a non-linear interaction originating from collisions between the two internal states $|F=1, m_F=-1>$ and $|F=2, m_F=1>$ of the $5^2S_1/2$ manifold. The atoms are cooled down in a magneto-optical trap and magnetically trapped thanks to our atom-chip which acts as a top wall for our vacuum cell. The chip is also used to emit the radio-frequency field that perform the evaporative cooling leading to Bose-Einstein condensation, and the microwave field used to coherently transfer the atoms from one internal state to another. The atomic ensemble in a coherent superposition is well described by the so-called textitone-axis-twisting Hamiltonian that contains a term quadratic in the $z$-component of the spin vector $S_z$. the strength of this non-linear interaction, initially very weak, depends on the intra- and inter-state s-wave scattering lengths, and can be greatly enhanced by reducing the wave-function spatial overlap between the two states. We therefore place the system in a configuration (high atom number and cigar-shaped trap) for which the two states experience spontaneous relative spatial separation and recombination phases. The impact of this spatial dynamics on the mean field interaction and coherence of the system is experimentally analyzed through the study of the contrast and central frequency of a Ramsey interferometer. Theoretically, when the two states are separated, the spin noise distribution evolves from a uniform circular distribution defined by the quantum projection noise, to an elliptic one whose small axis is smaller than the standard quantum limit, under the action of the $S_z^2$ interaction. This is verified experimentally by performing the tomography of the atomic state, when the two internal modes recombine. A squeezing parameter $xi^2=-1.3 pm 0.4$ dB is reached for 5000 atoms and a 90% contrast. The study of the different instability sources highlights the atomic-density-dependent losses as the main limitation for both the noise reduction and the contrast of the interferometer. This work has been initiated in the context of quantum metrology and represents a step towards the production of spin squeezed states enabling the realization of atom interferometers working below the standard quantum limit. It also addresses the fundamental question of coherence of spinor Bose-Einstein condensates undergoing many elastic and inelastic collisions.

Composition du jury :

Mme Marie-Jo GOUPIL, Astro, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Kévin BELKACEM, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
Mme Corinne CHARBONNEL, Directeur de recherche, Observatoire de Génève Rapporteur du jury
M. Andréa MIGLIO, Professeur, School of Physics and Astronomy - University of Birmingham, Rapporteur du jury
M. Marc-Antoine DUPRET, Professeur, Institut d’Astrophysique et de Géophysique de l’Université de Liège Membre du jury
M. Stéphane MATHIS, Chargé de recherche, Commissariat à l’Energie Atomique et aux énergies alternatives (CEA), DSM, IRFU, Service d’Astrophysique, UMR AIM Paris-Saclay, Membre du jury
M. Jérôme BOUVIER, Directeur de recherche, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

.Les missions spatiales CoRoT (2006-2014) et Kepler (2009) ont procuré de nombreuses données sismiques pour des milliers d’étoiles de faible masse. L’analyse de ces données a rendu possible l’étude de l’intérieur de ces étoiles au cours de l’évolution et a apporté de fortes contraintes sur les processus physiques à l’oeuvre sous leur surface. En particulier, ces observations ont montré que la rotation moyenne du coeur de ces étoiles augmente légèrement avec le temps sur la branche des sous-géantes avant de diminuer lors de l’ascension de la branche des géantes rouges. Ceci est désaccord avec les prédictions théoriques actuelles et souligne la nécessité d’inclure de nouveaux processus de transport de moment cinétique dans les modèles stellaires. Dans une première partie, j’ai donc étudié l’influence du transport de moment cinétique par les ondes internes de gravité sur l’évolution de la rotation dans les étoiles de faible masse. Ces ondes se propagent dans les zones radiatives stablement stratifiées et sont capables d’en modifier la vitesse de rotation moyenne. Or, l’efficacité du transport par les ondes dépend de leur amplitude et donc du mécanisme d’excitation. Alors que des modèles semi-analytiques permettaient déjà d’évaluer l’énergie transférée aux ondes par la pression turbulente dans la zone convective, une estimation théorique de l’excitation par la pénétration de panaches convectifs à l’interface avec la zone radiative restait manquante. J’ai donc proposé un modèle d’excitation pour estimer la part d’énergie cinétique des panaches transférées sous forme d’ondes à la base de la zone convective (Pinçon et al., 2016). Cela m’a d’abord permis d’établir que la pénétration convective génère des ondes plus efficacement que la pression turbulente, et ensuite que les ondes induites par la pénétration convective sont capables de s’opposer à l’accélération de la rotation due à la contraction des couches internes, depuis la séquence principale jusqu’au début de l’ascension de la branche des géantes rouges. En particulier, j’ai montré que les valeurs de la rotation observées dans l’intérieur des étoiles sous-géantes peuvent être interprétées comme le possible résultat d’un mécanisme de régulation contrôlé par ces ondes (Pinçon at al., 2017). Dans une seconde partie, je me suis intéressé à l’amélioration et à l’élaboration des diagnostiques sismiques par les modes mixtes, ces modes d’oscillation qui sont capables de sonder aussi bien l’enveloppe que les régions centrales des étoiles. Les diagnostiques sismiques font le lien entre les caractéristiques observées dans un spectre d’oscillation et les propriétés de la structure interne de l’étoile. Mon attention s’est premièrement focalisée sur la facteur de couplage des modes mixtes qui décrit le degré d’interaction entre les oscillations dans la cavité centrale et celles dans l’enveloppe de l’étoile. Ce paramètre n’a été, jusque là, que très peu étudié. Une première étude observationnelle sur un large échantillon d’étoiles par Mosser et al. (2017) a montré que ce facteur varie au cours de l’évolution et se comporte différemment selon le stade évolutif. J’ai contribué à l’interprétation des résultats en montrant via un modèle simplifié que ce facteur est sensible aux changements structuraux de l’étoile au cours de l’évolution. De plus, cette analyse a notamment démontré la nécessité de considérer l’hypothèse d’un fort couplage. J’ai donc entrepris une validation du formalisme proposé parallèlement à cette dernière étude par Takata (2016) en comparant ses prédictions avec celles obtenues numériquement pour des modèles d’étoiles évoluées. Enfin, en utilisant une modélisation simple, j’ai montré qu’une analyse précise du spectre des modes mixtes paramètre permettrait de plus d’obtenir de l’information sur le contraste de densité entre le coeur et l’enveloppe de l’étoile.

Summary :

The space-borne missions CoRoT (2006-2014) and Kepler (2009) provided a lot of seismic data for thousands of low-mass stars. Data analysis enabled us to study the interior of these stars during their evolution and brought stringent constraints on the physical processes at work under their surface. These observations notably revealed that the mean core rotation rate of stars weakly increases on the subgiant branch before dropping on the red giant branch while their central layers are contracting.for several subgiant and red giant stars in which mixed modes could be detected. Subsequently, several works demonstrated the inability of the current stellar evolution codes to reproduce these observations and stressed out the need for an additional transport process of angular momentum to counteract the acceleration of the central rotation driven by the core contraction during the post-main sequence evolution. Therefore, in a first part of my PhD thesis, I investigated the effect of the angular momentum transport by internal gravity waves on the rotation evolution of low-mass stars. These waves have buoyancy as restoring force and can propagate into stably stratified radiative zones, where they are able to interact with the medium and modify its mean rotation. The efficiency of the angular momentum transport by waves depends on their amplitude and so on their generation mechanism. While several works had already theoretically studied the wave excitation by turbulent pressure in the convective, an estimate of the wave generation by penetrative convection into the upper layers of the radiatve zone was still missing. I thus developed a semi-analytical excitation model to estimate the part of the plumes kinetic energy transferred into internal gravity waves at the base of the convective zone (Pinçon et al., 2016). I first found that penetrative convection generates waves more efficiently than turbulent pressure, and then that plume-induced waves are able to counteract the spin-up of the core driven by the gravitational contraction from the main-sequence to the beginning of the ascent of the red giant branch. Moreover, I showed that the radial-differential rotation observed in subgiant and early red giant stars can be explained by a regulation mechanism controlled by the influence of the plume-induced internal gravity waves (Pinçon et al., 2017). In a second part, I worked on the elaboration and the improvement of the seismic diagnoses by mixed modes that have the ability to probe both the envelope and the core of stars. Seismic diagnoses aim at making the link between the features observed in oscillation spectra and the physical quantities describing stars and their internal structures. In a first step, I focused on the coupling factor of mixed modes which expresses the level of interaction between the central and the outer resonant cavities and had still remained largely unexploited. The first large-scale analysis of this parameter by Mosser et al. (2017) showed that this factor vary during the evolution, with typical values depending on the evolutionary status. In this work, I contributed to the interpretation of the results via a simplified model in which the value of the coupling factor is directly sensitive to structural readjustments occurring during stellar evolution. This study notably revealed the necessity to consider the hypothesis of a strong coupling. In parallel to this work, a theoretical description of mixed modes under the assumption of strong coupling was proposed by Takata (2016). Therefore, I undertook a validation of this formalism by comparing its predictions with an oscillation code for appropriate evolved models. Finally, using a simplifying modeling, I showed that a precise analysis of the mixed modes spectrum can also bring information on the contrast of density between the core and the envelope.

Mme Delphine DéBARRE, Chargé de Recherche , Laboratoire Interdisciplinaire de Physique (LIPhy), Rapporteur du jury
M. Michael ATLAN, Chargé de Recherche, Institut Langevin, Paris, Rapporteur du jury
M. Gérard ROUSSET Directeur de Recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Arnaud DUBOIS Professeur, Institut Optique Graduate School, Membre du jury
M. Laurent MUGNIER Ingénieur de Recherche, Onera, Directeur de these
M. Jean-Marc CONAN, Ingénieur de Recherche, Onera, CoDirecteur de thèse

Composition du jury :

Résumé :

L’imagerie en profondeur in vivo à deux photons est sévèrement limitée par les aberrations optiques. L’optique adaptative est maintenant une technique largement utilisée pour résoudre ce problème. Elle repose sur une des nombreuses techniques possibles de mesure de front d’onde. L’estimation du front d’onde indirecte ou sensorless présente l’avantage d’être facile à mettre en œuvre sur les systèmes existants. L’approche modale sensorless, développée initialement pour l’imagerie à deux photons par Débarre et al., est devenue une technique standard fondée sur la maximisation d’une métrique de qualité d’image telle que l’intensité moyenne de l’image. Cependant, le front d’onde indirectement inféré est influencé par l’échantillon, qui peut induire un biais fort dans l’estimation. Cet effet est connu sous le nom de dépendance en l’échantillon. Ce travail de doctorat vise à développer une approche modale sensorless améliorée qui n’est pas affectée par la dépendance en l’échantillon. J’ai d’abord étudié l’impact des aberrations et de la structure de l’échantillon sur l’intensité moyenne de l’image. Je donne une nouvelle expression analytique de l’intensité moyenne de l’image est donnée qui rend explicite l’interaction entre la forme de la PSF 3D et la distribution spatiale de l’échantillon. À partir de simulations numériques, je montre que la sensibilité de la métrique aux aberrations est préservée pour des échantillons beaucoup plus grands que la résolution spatiale. Deuxièmement, j’étudie l’approche Standard Modal Sensorless (SMS) pour différents types d’échantillons. Je caractérise le problème de la dépendance en l’échantillon induit par des structures très fluorescentes situées hors de la profondeur de focalisation. Ensuite, je montre que la technique displacement-free n’élimine pas complètement la dépendance en l’échantillon. Cette analyse aboutit au développement de notre approche nommée Axially-Locked Modal Sensorless (ALMS). Cette nouvelle approche résout la dépendance en l’échantillon par un réglage automatique et contrôlé de la profondeur de focalisation afin de verrouiller la focalisation sur des motifs brillants de l’échantillon. En outre, l’approche ALMS se fonde également sur une métrique de qualité d’image spécialement conçue pour ce verrouillage. La performance de cette approche est numériquement comparée aux approches SMS et displacement-free. Enfin, ALMS est validée par des tests expérimentaux ex vivo et in vivo.

Summary :

Deep in vivo two-photon microscopy is severely limited by optical aberrations. Adaptive optics is now a widely used technique to overcome this issue. It relies on one of several possible wavefront sensing techniques. Indirect or sensorless wavefront estimation has the advantage of being easy-to-implement on existing systems. Modal sensorless approach, initially developed for two photon imaging by Débarre et al., has become a standard technique based on the maximization of an image quality metric such as the mean image intensity. However, the indirectly inferred wavefront is influenced by the sample, which may induce a strong bias in the estimation, the so-called sample dependence. This PhD work aims at developing an improved modal sensorless approach that is not affected by sample dependence. I first study the impact of aberrations and of the sample structure on the mean image intensity. A new analytical expression of the mean image intensity is given and makes explicit the interplay between the shape of the 3D PSF and the sample spatial distribution. Through numerical simulations I show that the metric sensitivity to aberrations is preserved for samples much larger than the spatial resolution. Secondly, I study the Standard Modal Sensorless (SMS) approach for different sample scenarios. I characterize the sample dependence issue induced by strong fluorescent structures located out-of-focus. Then, I show that the displacement-free technique fails at fully removing the sample dependence. This analysis leads to the development of our Axially-Locked Modal Sensorless approach (ALMS). This new approach solves the sample dependence by an automatic and controlled adjustment of the focusing depth so as to lock on bright sample features. Furthermore, the ALMS approach is based on a specifically designed image quality metric. The performance of this approach is numerically compared with the SMS and the displacement-free approaches. Finally, ALMS is demonstrated through ex vivo and in vivo experimental tests.

Composition du jury :

M. Jean-Eudes ARLOT, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Ramachrisna TEIXEIRA Professeur, Université de Sao Paulo, Rapporteur du jury
Mme Anne LEMAITRE, Professeur, Université de Namur, Membre du jury
M. Paolo TANGA, Astronome, Université de Nice, Membre du jury
M. Vincent ROBERT, Maître de Conférences, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Bruce HAPKE, Professeur, Université de Pittsburgh, Rapporteur du jury
Mme Françoise ROQUES, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :

L’année 2015 s’est réalisée être un moment favorable pour les observations des phénomènes mutuels des satellites galiléens de Jupiter. Les phénomènes mutuels se produisent lorsque la Terre et le Soleil passent par le plan commun des orbites des satellites, cette configuration ayant lieu tous les six ans. Au cours de cette campagne, 236 phénomènes ont été observés et nous avons reçu plus de 600 courbes de lumière. Nous avons développé une méthode de réduction astrométrique de ces courbes à partir d’un modèle existant. Lors de la réduction des courbes de lumière, nous avons utilisé le modèle de réflectance et d’émittance de Hapke. Pour améliorer la méthode de réduction, nous avons mené une campagne d’observation pour déterminer de nouveaux paramètres photométriques des satellites galiléens. Ce travail est fondamental pour mettre à niveau les dernières données photométriques sur les satellites galiléens. Il est à noter que la photométrie au sol de ces satellites n’a jamais été effectuée dans le méthane ou même dans toutes les différentes bandes RVB. Une fois les données astrométriques extraites des courbes de lumière, nous les avons utilisées pour ajuster le modèle dynamique de V. Lainey et produire de nouvelles éphémérides. Nous montrons dans ce travail l’amélioration que les observations de phénomènes mutuels peuvent permettre pour les modèles dynamiques satellitaires.

Summary :

The year 2015 was a favorable opportunity for the mutual event observations of the galilean satellites of Jupiter. Mutual events occur when the Earth and the Sun cross the common plane of their orbits. This configuration happens every six years when the apparent Jovian declinations of Earth and Sun become zero. During this campaign, we observed 236 events, and we received more than 600 light curves. We developed an astrometric reduction of these light curves based on an existing model. To reduce the light curves, we used Hapke’s model of reflectance and emittance. To improve the reduction method, we led an observational campaign to record photometric data of the galilean moons. This work was fundamental to upgrade the last photometric data on the galilean satellites. Ground based photometry of these moons had never been done in the methane band or in RGB bands. The astrometric data extracted from the light curves were used by V. Lainey to fit his dynamical model of the galilean satellites and build new ephemerides. Comparisons between ephemerides were made in order to evaluate the impact of the mutual event observations on the determination of the dynamical parameters.

Composition du jury :

M. Mirel BIRLAN, CR1, IMCCE Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Jessica AGARWAL, Astronome, Max Planck Institute for Solar System Research, Rapporteur du jury
M. Rene DUFFARD, Astronome, Instituto de Astrofisica de Andalucia, Rapporteur du jury
M. Bruno SICARDY, Professeur, LESIA, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Philippe ROUSSELOT Professeur, Observatoire de Besancon, Membre du jury
M. Alin NEDELCU, Astronome, Astronomical Institute, Romanian Academy, Membre du jury
M. Benoit CARRY, Astronome, Observatoire de la Cote d’Azur, CoDirecteur de these

Résumé :

Les astéroïdes binaires représentent un laboratoire naturel pour recueillir des informations cruciales sur les petits corps du Système Solaire, fournissant un aperçu des mécanismes de formation et d’évolution de ces objets. Leur caractérisation physique nous aide à comprendre les processus qui ont pris part à la formation et l’évolution des planétesimaux dans le Système Solaire. Les caractéristiques qui sont évaluées dans ce travail sont : la masse, la taille, la forme, la rotation, la densité, la composition et la taxonomie. L’une des plus importantes caractéristiques que l’on puisse obtenir avec les objets binaires -si le système peut être angulairement résolu- est leur masse grâce à l’interaction gravitationnelle mutuelle. Avec la masse et la taille du corps, nous pouvons déterminer sa densité, qui peut nous donner un aperçu de sa structure interne. A cet effet, l’exploration de données a été faite à partir d’images à haute résolution angulaire du télescope spatial Hubble et les télescopes au sol avec optique adaptative (VLT/NACO, VLT/SPHERE, Gemini/NIRI, Keck/NIRC2) dans le visible et proche infrarouge. Ayant réduit les images et mesuré les positions des satellites á de nombreuses époques, l’algorithme génetique Genoid est utilisé pour déterminer l’orbite de compagnons et la masse du corps central. Ceci est utile pour améliorer les éphémérides des satellites des binaires, qui à leur tour seront utiles pour prédire des occultations stellaires pour les futures campagnes d’occultation ; la technique d’occultation étant la plus fructueuse pour l’observation des objets de faible diamètre du Système Solaire. En ce qui concerne la taille et la détermination de la forme, l’algorithme KOALA d’inversion multidonnées est utilisé. En ce qui concerne la photométrie, courbes de lumiere et couleurs SDSS ont été obtenues depuis le télescope de 1m au Pic du Midi et de 1.20m de l’observatoire de Haute Provence dans le but de déterminer et affiner leurs propriétés. J’ai egalement acquis à distance des spectres d’astéroïdes binaires en utilisant le spectrographe Spex sur le télescope IRTF de 3m au Mauna Kea (Hawaii), afin de déterminer leur classe taxonomique pour la première fois. De plus, j’ai fait le modelisation de spectres de binaires sans taxonomie dans la base de données du SMASS collaboration. Ce plus grand échantillon, j’ai la comparez avec la population du NEAs et de Mars Crossers, en trouvant une prédominance dans le taxonomie Q/S. Cela est consistant avec la formation de binaires petits par effet YORP et perturbation rotationnelle. Finalement, j’ai développé une classification taxonomique générale, basée sur la photométrie large bande dans l’infrarouge, et je l’ai appliquée aux données de 30,000 astéroïdes provenant du survey VHS conduit par le télescope VISTA de l’ESO.

Summary :

Binary asteroids represent a natural laboratory to gather crucial information on small bodiesof the Solar System, providing an overview of the formation and evolution mechanisms of these objects. Their physical characterization can constrain the processes that took part in the formation and evolution of planetessimals in the Solar System. The characteristics assessed in this work are : mass, size, shape, spin, density, surface composition, and taxonomy. One of the most important characteristics that can be obtained of binaries -if the system can be resolved- is their mass through their mutual gravitational interaction. From the mass and the size of the asteroid we determine its density, which provides insight on its internal structure. For this purpose, data mining has been done for high-angular resolution images from HST and ground-based telescopes equipped with adaptive optics (VLT/NACO, VLT/SPHERE, Gemini/NIRI, Keck/NIRC2) in the visible and near infrared. Having reduced the images and determined the satellite positions for over many epochs, the genetic algorithm Genoid algorithm is used to determine the orbit of the companion, and mass of the primary. This improves the ephemerides of binary companions, which in turn allows to stellar occultations by asteroids for future occultation campaigns.The occultation technique is the most fruitful for observing small diameter Solar System objects. As for the size and shape determination, KOALA multidata inversion algorithm is used. Concerning photometry, light curves and SDSS colors have been obtained for binary asteroids from T1M at Pic du Midi & 1.20m telescope at Haute Provence Observatory, aiming at determining and refining their properties. I remotely acquired spectra of binary asteroids using Spex/IRTF system based on 3m at Mauna Kea (Hawaii), to determine their taxonomic class for the first time. Additionally, I collected spectra of small binaries from the SMASS collaboration database, modelled it, and found their taxonomy. I compare the now larger sample of classified binaries to the population of NEAs and Mars Crossers, and found a predominance of Q/S types. This is in agreement with a formation by YORP spin-up and rotational disruption. Finally, I developed a taxonomic classification for asteroids in general, based on infrared large band photometry, and applied it to 30,000 asteroids from VHS survey at the ESO’s telescope VISTA.

Composition du jury :

M. Sacha BRUN, Directeur de recherche, CEA, Membre du jury
M. Serge KOUTCHMY, Directeur de recherche émérite, Directeur de Recherche, IAP, Rapporteur du jury
Mme Anne LEMAITRE, Professeur des universités, Professeur, Université de Namur, Belgique, Rapporteur du jury
M. Leonid CHENIN, Directeur de recherche, Fesenkov Astrophysical Institute, Membre du jury
M. Jacques LE BOURLOT, Professeur des universités, Observatoire Paris, Membre du jury
M. Jacques LASKAR Directeur de recherche, IMCCE, Observatoire de Paris Directeur de thèse

Résumé :

L’étude des variations de l’activité solaire et de ses effets sur les environnements climatiques reste une question ouverte, en dépit des nombreux efforts des chercheurs dans les différents domaines de la science. Par ailleurs, l’activité solaire est notamment un aspect important pour comprendre les relations Soleil-Terre et l’espace interplanétaire. Son étude nécessite différents types d’approches basées sur de nombreux modèles physiques. Le sujet de cette thèse est l’étude des influences possibles des perturbations planétaires sur l’activité solaire. Dans cette thèse, on a d’abord rappelé quelques connaissances générales sur les observations solaires, qui consistent à compter le nombre de taches solaires observées à la surface du Soleil. Les observations ont commencé au début du XVIIème siècle et se poursuivent actuellement. L’activité solaire est ainsi mesurée par le nombre de taches solaires. La physique solaire et les différentes approches pour expliquer les relations entre les planètes et le Soleil sont aussi brièvement évoquées. On a ensuite tenté d’étudier le comportement de l’activité solaire à court, moyen et long terme en utilisant l’analyse en fréquences pour déterminer les principales periodes solaires connues. L’analyse en fréquences permet ainsi de reconstruire une solution pour l’activité solaire, qui reproduit son évolution à long terme. On a vérifié la correspondance de cette solution avec les données d’activité solaire ainsi qu’avec les relevés géologiques de radioisotopes. Les minima et maxima de l’activité solaire reconstruite par l’analyse en fréquences sont aussi en bon accord avec les évènements géologiques connus. De nombreux travaux ont cherché à expliquer les influences directes ou partielles, extérieures (planètes,...) ou intérieures (dynamo,...) sur les variations de l’activité solaire. Dans ce travail, on a cherché à voir si une partie des variations observées de l’activité solaire pouvait être expliqué par la théorie des perturbations planétaires. Les possibles marées planétaires, qui influencent les variations du cycle solaire, sont également étudiées. On a ainsi mis au point un modèle dynamique plus réaliste pour décrire l’effet de marée exercé par les perturbations planètaires sur la déformation de la surface non sphérique du Soleil et qui peut moduler partiellement son activité. On s’intéresse uniquement aux effets dynamiques des planètes sur le Soleil et le modèle ne prend ainsi pas en compte leurs processus physiques internes. Le Soleil a été considéré comme un corps triaxial homogène et les planètes comme des points matériels. La variation des coefficients du potentiel induit par l’effet des marées solides a été calculée en utilisant les dernières éphémérides planétaires INPOP, qui sont transformées pour correspondre au repère de référence ici considéré. Le calcul des expressions semi-analytiques des coefficients de déformation du potentiel a été effectué. Ainsi, les estimations des effets des marées planétaires de chacune des planètes ainsi que l’effet total résultant ont été comparées aux observations de l’activité solaire et à l’évolution de l’activité solaire obtenue par l’analyse en fréquences. Enfin, la corrélation entre les déformations de la surface du Soleil et les variations de l’activité solaire est discutée.

Summary :

The tidal perturbations of the planets on the Sun and the solar cylces Abstract The causes of solar variations and their impact on climatic environments have been and still are the subject of large debate. The possible influence of planetary perturbations on the solar cycles have also been recently the subject of multiples controverses. The goal of the present thesis is to provide some insight on this problem by a new computation of the planetary perturbations on the Sun, at short, middle and and long time scales. At first, we describe our current understanding of the physical causes of the solar activity and their major observable manifestations, such as the sun spots records. We provide some historical background for the numerous records of solar activity proxies. We also review the different approaches to explain the solar planetary relationships through an analysis of the published literature. The main purpose of the present work is to study the possible influence of the planetary gravitational perturbations on the solar cycles. In a first part, we analyse the short, middle and long term solar activity behavior by using the quasiperiodic approximations provided by the frequency map analysis method to determine the main periodicities of the solar cycles. This allows us to provide some reconstruction of the long timescale changes of solar activity variation. The reconstructed activity series are compared with the observed solar activity data and the long term natural archives such as radioisotopes proxies. The reconstructed series still preserve the well recorded historical grand minima and maxima events and provide us some extended data for the study of the long timescale evolution of solar cycles. There has already been some attempts to explain the direct or partial influences of an external (e.g., the planets ) or an internal (e.g., its dynamo) effects on the solar changes. In the present work, we investigate the planetary tidal influence on solar cycle variations. We have developed a realistic dynamical model for describing the tidal effect exerted by the perturbation of the planets of the Solar system on the deformation of the non-spherical Sun’s surface which may partially modulate its activity variations. The model is limited to the dynamical effects of the planets on the Sun and do not take account any physical interior process of the Sun. The Sun is considered as an homogeneous three axial non spherical body. The variations of the potential coefficients induced by the effects of body tides are com- puted, using the last INPOP planetary ephemerides and the long term solutions La2004. The semi-analytical expressions of the deformation coefficients of potential are derived. Thus, the estimations of the planetary tides effects of each planets and their combinations are compared to the solar activity records and their reconstructed series. Hence, the correlations between the variations of the deformation of Sun’s surface and its activity records are discussed.

Composition du jury :
M. Peter WOLF, DR2 , SYstème de Référence Temps et Espace, Directeur de these
M. François NEZ, Directeur de recherche, Laboratoire Kastler Brossel, Rapporteur du jury
M. Christophe DAUSSY, Professeur, Laboratoire de Physique des Lasers, Rapporteur du jury
M. Gilles THEUREAU Astronome, Laboratoire Univers et THéorie, Membre du jury
M. Thomas LEVEQUE, Cadre scientifique des EPIC, CNES, Membre du jury
M. Roland LE GOFF, Responsable division optique SODERN, SODERN, Membre du jury
M. Ouali ACEF, Ingénieur de recherche, SYstème de Référence Temps et Espace, CoDirecteur de these
Mme Saïda GUELLATI-KHéLIFA, Professeur, Conservatoire national des art et métier, Membre du jury

Résumé :

Cette thèse porte sur le développement d’un dispositif laser à 1,54 µm, triplé en fréquence et stabilisé sur une transition hyperfine de l’iode moléculaire au voisinage de 514 nm. Une partie importante de ce travail est consacrée au triplage de la fréquence d’une diode laser à 1,54 µm, en utilisant deux cristaux non linéaires de Niobate de lithium en structure guide d’onde (PPLN), fibrés. Une efficacité de conversion non linéaire P3/P > 36 % a été obtenue, constituant le meilleur rendement jamais démontré pour un processus de triplage de fréquence en mode continu. Une puissance harmonique de 300 mW a été ainsi générée à 514 nm, à partir d’une puissance fondamentale de 800 mW à 1,54 µm. Le banc optique est totalement fibré, et la puissance électrique totale consommée, nécessaire pour réaliser le triplage de fréquence, n’est que de 20 W. Selon un mode opératoire spécifique, ce dispositif laser permet de fournir simultanément trois radiations intenses, stabilisées en fréquence, à 1.54 µm, 771 nm et 514 nm. Suite à ce développement, un banc de spectroscopie laser très compact a été mis en place, basé sur une courte cellule en quartz scellée, contenant une vapeur d’iode moléculaire. Une puissance optique < 10 mW dans le vert est suffisante pour détecter les transitions hyperfines de l’iode, de grand facteur de qualité au voisinage de 514 nm (Q > 2x109). Une stabilité de fréquence de 4,5 x 10-14 -1/2 avec un minimum de 6 x 10-15 de 50 s à 100 s a été démontrée dans le cadre de cette étude. Cette stabilité de fréquence constitue la meilleure performance jamais conférée à une source laser à 1,5 µm à l’aide d’une vapeur atomique, en utilisant une technique simple d’interrogation sub-Doppler. Cette étude a permis d’identifier les points clés permettant de mettre en place dans le futur proche, un dispositif laser stabilisé, totalement fibré, d’un volume < 10 litres. Ce développement pourrait répondre aux besoins de nombreux projets spatiaux nécessitant des liens optiques ultrastables en fréquence, inter-satellites ou bord-sol, pour la géodésie spatiale (GRICE), la mesure du champ gravitationnel terrestre (GRACE FO, NGGM), la détection d’ondes gravitationnelles (LISA), etc. …

Summary :

This thesis describes the frequency stabilization of a 1.54 µm laser diode on an iodine hyperfine line at 514 nm, after a frequency tripling process. An important part of this work is dedicated to the development of the frequency tripling process of a 1.54 µm laser diode, using two periodically polled wave guided Lithium Niobate nonlinear crystals. A nonlinear conversion efficiency P3/P > 36 % is obtained. This result is the best efficiency ever demonstrated for a CW frequency tripling process. 300 mW of harmonic power is generated at 514 nm from a fundamental optical power of 800 mW at 1.54 µm. The optical setup is fully fibered. The total power consumption of this frequency tripling process is 20 W only. Using a specific operation mode, this laser setup emits simultaneously three frequency-stabilized and intense radiations at 1.54 µm, 771 nm and 514 nm. Following this development, a very compact laser spectroscopy setup was built, based on a short sealed quartz cell, which contains the molecular iodine vapor. An optical power lower than 10 mW in the green is sufficient to carry out the iodine vapor interrogation, and to detect the hyperfine saturation transitions, which have a high quality factor around 514 nm (Q > 2x109). A frequency stability at the level of 4.5 x 10-14 -1/2 with a minimum value of 6 x 10-15 from 50 s to 100 s is demonstrated in this study. This frequency stability is the best result ever conferred to a laser diode at 1.54 µm, using in a simple way a Doppler-free iodine spectroscopy technique. This work has allowed to identify the major key components, in order to develop in the near future, a fully fibered and compact stabilized laser prototype occupying a total optical volume < 10 liters. Such a laser source could cover the needs of numerous space projects that require ultra-stable frequency optical links, inter-satellite or ground to space, for space geodesy (GRICE), Earth gravitational field measurement (GRACE-FO, NGGM), gravitational waves detection (LISA) , etc. …

Composition du jury :

Mme Galina RYABOVA, Professeur, Tomsk State University, Rapporteur du jury
Mme Margaret CAMPBELL-BROWN, Directeur de Recherche, University of Western Ontario, Rapporteur du jury
M. Peter GURAL, Chargé de Recherche, Gural Software Development, Membre du jury
M. Alberto CELLINO, Astronome, INAF, Osservatorio Astronomico di Torino, Membre du jury
M. François COLAS, Directeur de Recherche, IMCCE, Directeur de these
M. Jérémie VAUBAILLON, Astronome, IMCCE, CoDirecteur de these
Mme Antonella BARUCCI, Directeur de Recherche, LESIA - Observatoire de Paris Membre du jury
M. William THUILLOT, Astronome, IMCCE - Observatoire de Paris, codirecteur de thèse, membre invité

Résumé :

Pourquoi est-il si difficile de trouver les corps parents des pluies de météores ? Malgré le développement constant des réseaux de détection dédiés à leur observation, environ 80% des corps parents des pluies de météores établies attendent toujours d’être identifiés. Ce faible taux de réussite est principalement expliqué par le manque de précision des mesures d’orbites de météoroïdes. Les erreurs d’estimation de la vitesse et de la décélération des météores sont particulièrement responsables de la divergence actuelle entre les orbites théoriques et mesurées et entravent la recherche de l’origine orbitale des météoroïdes. Dans ce travail, nous avons démontré que les observations visuelles de météores ne permettent pas d’estimer ces paramètres, et qu’elles sont donc à exclure pour toute détermination d’orbite. À partir d’observations et de milliers de simulations, nous avons également comparé de multiples techniques de détermination de la vitesse de météores capturés par des réseaux de détection photographiques et vidéo. Il est alors apparu que notre nouvelle implémentation de la méthode d’ajustement à paramètres multiples est la technique la plus précise et plus fiable pour évaluer la trajectoire et la vitesse de ces objets, et permet d’atteindre une précision de l’ordre de 1% sur l’estimation de la vitesse pré-atmosphérique des météoroïdes détectés par le réseau CABERNET. Finalement, nous avons mis en place un protocole pour évaluer la durée pendant laquelle la position d’un météoroïde et celle de son corps parents sont suffisamment bien déterminées pour établir une relation entre eux. Cette date limite de traçabilité dépend considérablement de la précision des techniques de réduction des observations de météores et peut dans le cas de mauvaises mesures ne pas excéder quelques dizaines d’années. À l’heure actuelle, le projet CABERNET démarre une phase d’exploitation prolifique qui permettra de contribuer de façon efficace et maîtrisée à l’identification de nouveaux corps parents de pluies de météores.

Summary :

Why are parent bodies of well-known meteors showers so hard to find ? Despite the development of cameras networks dedicated to their observation, still 80% of the parent bodies of established meteor showers still need to be identified. The main reason for this lack of efficiency is an important uncertainty on the orbit determination of meteoroids. The inaccurate estimates of the velocity and deceleration measurements of meteors are highly responsible for the actual discrepancy between the theoretical and measured orbits and prevent the determination of the orbital origin of meteoroids. In this work, we have shown that visual observations of fireballs cannot lead to a correct estimate of these parameters, and should not be taken into account for any orbit computation. From observations and thousands of simulations, we have compared several methods widely used to compute the velocity of meteors recorded by photographic and video networks. It appears that our implementation of the multi-parameter fitting method is the most reliable and precise technique to compute the trajectory and the velocity of these objects, and leads to an accuracy of about 1% on the pre-atmospheric velocity of the meteoroids recorded by CABERNET. Finally, we have set up a protocol to estimate the duration the position of a meteoroid and its parent body are known with enough precision to be correlated. This traceability duration limit (TDL) highly depends on the accuracy of the data reduction techniques, and may not exceed a few decades in the case of poor quality measurements. Nowadays, the CABERNET project is entering a prolific exploitation phase and will efficiently and reliably contribute to the identification of new parent bodies of meteor showers.

Composition du jury :

M. Daniel ROUAN, DR émérite, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Damien GRATADOUR, Maître de Conférences, Université Paris Diderot, Directeur de these
Mme Catherine BOISSON, Professeur, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Christopher PACKHAM, The University of Texas at San Antonio, Rapporteur du jury
Mme Almudena ALONSO-HERRERO, Centro de Astrobiologia, Rapporteur du jury
Mme Annie ZAVAGNO, Maître de Conférences, LAM - Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Membre du jury

Résumé :

Malgré l’existence de modèles précis, notre connaissance des structures à petite échelle des galaxies est toujours limitée par le manque de preuves observationnelles. Les progrès instrumentaux ont permis d’atteindre une haute résolution angulaire à l’aide des nouvelles générations de télescopes, mais celle-ci est restreinte à un faible nombre de cibles extragalactiques à causes des besoins de l’Optique Adaptative (OA). En effet, afin de permettre une mesure efficace du front d’onde, l’OA requiert une source brillante et ponctuelle proche de la cible scientifique, typiquement en dessous de 30 . La partie principale de cette thèse porte sur l’analyse de la dizaine de parsecs centrale des Galaxies à Noyaux Actifs (NAG) à l’aide de différentes techniques observationnelles et numériques. Nous avons dans ce contexte développé un code de transfert radiatif nous permettant d’analyser les données polarimétriques. La seconde partie de ce travail est dédiée à l’analyse d’images en proche infrarouges de galaxies à flambée d’étoiles afin de contraindre les paramètres décrivant les super amas stellaires, jeunes cocons de poussière très massifs abritant une formation d’étoiles très soutenue, à l’aide de données obtenues avec l’instrument CANARY, démonstrateur de nouvelles technologies d’OA.

Summary :

Despite having strong theoretical models, the current limitation in our understanding of the small-scale structures of galaxies is linked to the lack of observational evidences. Many powerful telescopes and instruments have been developed in the last decades, however one of these strongest tools, namely Adaptive Optics (AO), can only be used on a very limited number of targets. Indeed, for AO to be efficient, a bright star is required close to the scientific target, typically under 30 . This is mandatory for the AO systems to be able to measure the atmospheric turbulence and this condition is rarely satisfied for extended extragalactic targets such as galaxies. The main part of this thesis work consisted in going deeper in the analysis of the inner tens of parsecs of Active Nuclei (AGN) by combining different techniques to obtain and to interpret new data. In this context, we developed a new radiative transfer code to analyse the polarimetric data. A second part of my work was dedicated to a high angular resolution study of Super Star Clusters (SSC) in a new system, thanks to data obtained with the AO demonstrator CANARY instrument.

Composition du jury :

M. Marc FOUCHARD MCF, IMCCE - Observatoire de Paris / LAL - Université de Lille Directeur de thèse
Mme Anne LEMAITRE, Professeur, naXys - Université de Namur Rapporteur du jury
M. Tabaré GALLARDO, Professeur, Departamento de Astronomía - Instituto de Física, Facultad de Ciencias Rapporteur du jury
M. Giacomo TOMMEI , Maître de conférences, Dipartimento di Matematica - Università di Pisa, CoDirecteur de these
M. Bruno SICARDY, Professeur, LESIA - Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Nicolas RAMBAUX, Maître de conférences, IMCCE - Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Andrea MILANI, Professeur, Dipartimento di Matematica - Università di Pisa, Membre du jury
M. Giovanni VALSECCHI, Professeur, IAPS-INAF, Membre du jury

Résumé :

La structure dynamique de la région transneptunienne est encore loin d’être entièrement comprise, surtout concernant les objets ayant un périhélie très éloigné. Dans cette région, les perturbations orbitales sont très faibles, autant de l’intérieur (les planètes) que de l’extérieur (les étoiles de passage et les marées galactiques). Pourtant, de nombreux objets ont des orbites très excentriques, ce qui indique qu’ils ne se sont pas formés tels qu’on les observe actuellement. De plus, certaines accumulations dans la distribution de leurs éléments orbitaux ont attiré l’attention de la communauté scientifique, conduisant à de nombreuses conjectures sur l’origine et l’évolution du Système Solaire externe. Avant d’envisager des théories plus "exotiques", une analyse exhaustive doit être menée sur les différents mécanismes qui peuvent reproduire les trajectoires observées à partir de ce qui est jugé "certain" dans la dynamique du Système Solaire, à savoir les perturbations par les planètes connues et par les marées galactiques. Cependant, nous ne pouvons pas nous fier uniquement aux simulations numériques pour explorer efficacement l’espace des comportements possibles. Dans ce contexte, notre objectif est de dégager une vision globale de la dynamique entre Neptune et le nuage de Oort, y compris les orbites les plus extrêmes (même si elles sont improbables ?). Les orbites entièrement extérieures à la région planétaire peuvent être divisées en deux classes générales : d’un côté, les objets soumis à une diffusion du demi grand-axe (ce qui empêche toute variation importante du périhélie) ; de l’autre côté les objets qui présentent une dynamique intégrable à court terme (ou quasi-intégrable). La dynamique de ces derniers peut être décrite par des modèles séculaires. Il existe deux sortes d’orbites régulières : les orbites non résonnantes (demi grand-axe fixe) et celles piégées dans une résonance de moyen mouvement avec une planète (demi grand-axe oscillant). La majeur partie de ce travail de thèse se concentre sur le développement de modèles séculaires pour les objets transneptuniens, dans les cas non résonnant et résonnant. Des systèmes à un degré de liberté peuvent être obtenus, ce qui permet de représenter chaque trajectoire par une courbe de niveau du hamiltonien. Ce type de formalisme est très efficace pour explorer l’espace des paramètres. Il révèle des trajectoires menant à des périhélies éloignés, de même que des "mécanismes de captures", capables de maintenir les objets sur des orbites très distantes pendant des milliards d’années. L’application du modèle séculaire résonnant aux objets connus est également très instructive, car elle montre graphiquement quelles orbites observées nécessitent un scénario complexe (comme la migration planétaire ou un perturbateur extérieur), et lesquelles peuvent être expliquées par l’influence des planètes connues. Dans ce dernier cas, l’histoire dynamique des petits corps peut être retracée depuis leur capture en résonance. La dernière partie de ce travail est consacrée à l’extension du modèle séculaire non résonnant au cas d’un perturbateur extérieur massif. S’il est doté d’une excentricité et/ou d’une inclinaison non négligeable, cela introduit un, voire deux degrés de liberté supplémentaires dans le système, d’où une dynamique en général non intégrable. Dans ce cas, l’analyse peut être réalisée à l’aide de sections de Poincaré, qui permettent de distinguer les régions chaotiques et régulières de l’espace des phases. Pour des demi grands-axes croissants, le chaos se propage très rapidement. Les structures les plus persistantes sont des résonances séculaires produisant des trajectoires alignées ou anti-alignées avec la planète distante.

Summary :

The dynamical structure of the transneptunian region is still far from being fully understood, especially concerning high-perihelion objects. In that region, the orbital perturbations are very weak, both from inside (the planets) and from outside (passing stars and galactic tides). However, numerous objects have very eccentric orbits, which indicates that they did not form in their current orbital state. Furthermore, some intriguing clusters in the distribution of their orbital elements have attracted attention of the scientific community, leading to numerous conjectures about the origin and evolution of the external Solar System. Before thinking of "exotic" theories, an exhaustive survey has to be conducted on the different mechanisms that could produce the observed trajectories involving only what we take for granted about the Solar System dynamics, that is the orbital perturbations by the known planets and/or by galactic tides. However, we cannot rely only on numerical integrations to efficiently explore the space of possible behaviours. In that context, we aim at developing a general picture of the dynamics between Neptune and the Oort Cloud, including the most extreme (even if improbable ?) orbits. The orbits entirely exterior to the planetary region can be divided into two broad classes : on the one hand, the objects undergoing a diffusion of semi-major axis (which prevents from large variation of the perihelion distance) ; on the other hand, the objects which present an integrable (or quasi-integrable) dynamics on a short time-scale. The dynamics of the latter can be described by secular models. There are two kinds of regular orbits : the non-resonant ones (fixed semi-major axis) and those trapped in a mean-motion resonance with a planet (oscillating semi-major axis). The major part of this Ph.D. work is focussed on the development of secular models for transneptunian objects, both in the non-resonant and resonant cases. One-degree-of-freedom systems can be obtained, which allows to represent any trajectory by a level curve of the Hamiltonian. Such a formalism is pretty efficient to explore the parameter space. It reveals pathways to high perihelion distances, as well as "trapping mechanisms", able to maintain the objects on very distant orbits for billion years. The application of the resonant secular model to the known objects is also very informative, since it shows graphically which observed orbits require a complex scenario (as the planetary migration or an external perturber), and which ones can be explained by the influence of the known planets. In this last case, the dynamical history of the small bodies can be tracked back to the resonance capture. The last part of this work is devoted to the extension of the non-resonant secular model to the case of an external massive perturber. If it has a substantial eccentricity and/or inclination, it introduces one or two more degrees of freedom in the system, so the secular dynamics is non integrable in general. In that case, the analysis can be realised by Poincaré sections, which allow to distinguish the chaotic regions of the phase space from the regular ones. For increasing semi-major axes, the chaos spreads very fast. The most persistent structures are secular resonances producing trajectories aligned or anti-aligned with the orbit of the distant planet.

Composition du jury :

M. Jérôme NOVAK, Directeur de recherche, Laboratoire Univers et Théorie - Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Natalie WEBB, Astronome, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP) - Toulouse, Rapporteur du jury
M. Pierre PIZZOCHERO, Professeur des universités, Universita degli studi di Milano, Rapporteur du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur des universités, Systèmes de Référence Temps-Espace (SYRTE) - Observatoire de Paris , Membre du jury
M. Nicolas CHAMEL, Chargé de recherche, Institut d’Astronomie et d’Astrophysique - Université Libre de Bruxelles, Membre du jury
Mme Anthea FANTINA, Chargé de recherche, Grand Accélérateur National d’Ions Lourds (GANIL) - Caen, Membre du jury
Mme Micaela OERTEL, Chargé de recherche, Laboratoire Univers et Théorie - Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :
Le ralentissement de certains pulsars s’accompagne de petites irrégularités, caractérisées par une soudaine accélération, suivie d’une lente phase de relaxation. Ces « glitches » sont couramment interprétés comme de brusques transferts de moment cinétique entre deux fluides présents dans l’étoile à neutrons, rendus possibles par un mouvement rapide de tourbillons superfluides à grande échelle. Incluant pour la première fois tous les effets de la relativité générale dans un modèle numérique de glitch, le travail présenté ici constitue une étape essentielle vers la compréhension de ce phénomène. Une première partie se concentre sur le calcul numérique de configurations stationnaires d’étoiles à neutrons formées par un superfluide de neutrons et un fluide de particules chargées tournant à des vitesses différentes. Ces calculs de structure, réalisés en relativité générale, reposent sur des équations d’état réalistes tenant compte des effets d’entraînement mutuel entre les fluides. Nous présentons ensuite un modèle numérique de glitch faisant appel à ces configurations. En particulier, nous étudions en détails le temps caractéristique associé à la phase de montée du glitch, au cours de laquelle la dynamique de l’étoile est gouvernée par une force de friction mutuelle liée à l’interaction des tourbillons superfluides avec les fluides environnants. La prise en compte de la relativité générale, qui conduit notamment à l’apparition d’un nouveau couplage entre les fluides par effet d’entraînement des référentiels inertiels, a un impact significatif sur la valeur de ce temps de montée. Nous établissons enfin l’expression de la force de friction mutuelle dans le cas où les tourbillons superfluides sont ancrés aux tubes de flux magnétiques présents dans le cœur des étoiles à neutrons. Une variation du nombre de tubes de flux ancrés à chaque tourbillon lors du glitch permet alors de rendre compte des échelles de temps très différentes associées aux phases de montée et de relaxation.

Summary :

The long-term braking of pulsars is sometimes accompanied with tiny irregularities, during which the neutron star suddenly spins up, before slowly relaxing. These “glitches” are commonly interpreted as angular momentum transfers occurring between two fluids present in the stellar interior, triggered by the rapid motion of superfluid vortex lines at large scales. Considering for the first time all general relativistic effects in a numerical model for glitches, this work is a major step towards the full understanding of this phenomenon. A first part is dedicated to the numerical calculation of stationary configurations of neutron stars composed of a neutron superfluid and a fluid made of charged particles, spinning with different rotation rates. These general relativistic calculations are based on realistic equations of state accounting for entrainment effects between the fluids. These configurations are then used to build a numerical model for pulsar glitches in full general relativity. In particular, we study in details the characteristic time scale associated with the spin-up stage, during which the stellar dynamics are governed by a mutual friction force arising from the interactions between the superfluid vortices and the surrounding fluids. Taking general relativity into account leads to an additional coupling between the fluids through frame-dragging effects and is shown to affect significantly the actual value of the spin-up time scale. Finally, the expression of the mutual friction force is derived assuming that the superfluid vortex lines are pinned to the magnetic flux tubes present in the core of neutron stars. The different time scales associated with the spin-up stage and the subsequent relaxation period may be explained by a variation of the number of flux tubes pinned to each vortex line during the glitch event.

Composition du jury :

M. Brunetto Rosario, Chargé de Recherche, Institut d’Astrophysique Spatiale, bâtiment 121, Campus de l’Université Paris-Sud, 91405 Orsay

Mme Guilbert-Lepoutre Aurélie, Institut UTINAM, Observatoire des Sciences de l’Univers, 41bis Avenue de l’Observatoire, BP 1615, 25010 Besançon Cedex

M. Hestroffer Daniel, IMCCE - Observatoire de Paris, 77 Av. Denfert Rochereau, Bat. A, 75014 Paris

M. Jorda Laurent, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, BP 8, 13376 Marseille Cedex 12

M. Rousselot Philippe, professeur, Institut UTINAM, Observatoire de Besançon, 41 bis avenue de l’Observatoire, 25000 Besançon

M. Tanga Paolo, astronome, Observatoire de la Côte d’Azur, Bv de l’Observatoire - CS 34229, 06304 Nice Cedex 4

Mme Zanda Brigitte, Institut de minéralogie, de physique des matériaux et de cosmochimie (IMPMC), Muséum National d’Histoire Naturelle, Case 52, 57 rue Cuvier, 75231 Paris Cedex 05

Résumé :

Les petits corps du système solaire représentent les derniers vestiges de la population des planétésimaux. Leur étude peut donc nous aider à améliorer nos connaissances sur l’environnement de la nébuleuse solaire et à mieux comprendre les processus physiques et dynamiques qui ont eu lieu dans les premières phases du système solaire. De plus, cette étude peut nous apporter des informations plus générales sur l’origine des systèmes exoplanétaires, pour lesquels nous sommes limités à l’observation à distance des disques d’accrétion. En particulier, les petits corps « primitifs » – formés dans les régions les plus externes du disque protoplanétaire – ont probablement été une source importante de la matière prébiotique (volatiles et composés organiques) qui a pu contribuer à l’émergence de la vie sur notre planète. Cependant, des transformations thermiques importantes et un fort mélange dynamique de planétésimaux se sont produits dans le système solaire primordial, et la dernière décennie d’observations a en effet ratifié la fin d’une distinction claire entre les astéroïdes « rocheux » et les petits corps « glacés » comme les comètes ou les objets transneptuniens. J’ai donc consacré mon activité de recherche à l’étude des propriétés physiques d’un tel « continuum » de petits corps en orbite autour du Soleil à différentes distances héliocentriques, à la recherche de corrélations possibles qui peuvent contraindre leur origine et leur évolution physique et dynamique. Tout au long de ma carrière, j’ai développé des compétences pour la modélisation et l’interprétation de (parfois très larges) jeux de données acquis depuis l’espace et les plus grands télescopes au sol. Dans mon HDR, je résume mon activité de recherche et je donne un aperçu de mes projets futurs, sans négliger les activités d’enseignement et d’encadrement d’étudiants.

Summary :

The small bodies of the solar system are the remnants of the primordial planetesimal population. Their investigation can hence help us to improve our knowledge about the environment conditions in the solar nebula, and to understand the physical and dynamical processes that took place in the early phases of the solar system itself, as well as more general information about the origin of exoplanetary systems for which we are limited to remote observations of accretion disks. In particular, the “primitive” small bodies – formed in the outer regions of the protoplanetary disk – have probably been an important source of prebiotic material (volatiles and organics) that may have contributed to the emergence of life on our planet. However, significant thermal transformations and a strong dynamical mixing of planetesimals occurred in the primordial solar system, and the last decade of observations has indeed ratified the end of a clear distinction between the “rocky” asteroids and “icy” small bodies such as comets or transneptunian objects. I hence devoted my research activity to the investigation of the physical properties of such “continuum” of small bodies orbiting the Sun at different heliocentric distances, looking for possible correlations which may constrain their origin and physical and dynamical evolution. Throughout my career, I have developed skills for modeling and interpreting (sometime very large) datasets acquired from space missions and large ground-based telescopes. In my HDR, I summarize my research activity and give an outline of my future plans, without neglecting teaching and supervision activities.

Composition du jury :

M. Beuzit Jean-Luc, Directeur de recherche, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, Université Grenoble Alpes, CS 40700, 38058 Grenoble Cédex 9
M. Lagage Pierre-Olivier, Ingénieur chercheur et directeur de recherche CEA, CEA Saclay, Service d’Astrophysique, Bat. 709 Orme des Merisiers, 91191 Gif-sur-Yvette
M. Mourard Denis, Astronome, Lagrange, Campus Valrose, Bâtiment H. Fizeau, 28, Avenue Valrose, 06108 Nice Cedex 2
Mme Porquet Delphine, Directeur de recherche, Observatoire Astronomique de Strasbourg, 11 rue de l’Université, 67000 Strasbourg
M. Rousset Gérard, Professeur, LESIA, Observatoire de Paris, 5 place Janssen, 92190 Meudon
Mme Sol Hélène, Directeur de recherche, LUTH, Observatoire de Paris, 5 place Janssen, 92190 Meudon

Résumé :

Mon activité de recherche comporte deux volets complémentaires : des développements instrumentaux en optique adaptative pour de grands projets sol et leur application à l’étude à haute résolution angulaire du cœur de galaxies proches. Au cours de mon exposé je détaillerai mes principales contributions à ces développements instrumentaux, couvrant les différentes étapes clés de développement de grands instruments (spécifications et conception, simulation de performances et analyse système, intégration et tests, post-traitement) et concernant des instruments appartenant aux différentes générations de système d’optique adaptative, depuis GriF au télescope Canada-France-Hawaï jusqu’à MICADO sur le futur Extremely Large Telescope européen. Je montrerai par ailleurs comment les développements instrumentaux constants en optique adaptative ont modifié nos connaissances des cœurs de galaxies proches, et plus particulièrement des noyaux actifs de galaxies et du Centre Galactique. Je conclurai sur les perspectives instrumentales ainsi qu’astrophysiques de mon travail de recherche, ces dernières découlant des quelques millisecondes d’angle de résolution qu’atteindront les prochaines générations d’instruments à haute résolution angulaire que sont Gravity, le JWST et MICADO.

Summary :

My research activity has two complementary components : instrumental developments in adaptive optics for large ground-based projects and their application to the study at high angular resolution of the core of nearby galaxies. In the course of my presentation I will detail my main contributions to these instrumental developments, covering the various key stages of the development of large instruments (specifications and design, performance simulation and system analysis, integration and tests, post-processing) and concerning the successive generations of adaptive optics systems, from GriF at the Canada-France-Hawaii telescope to MICADO on the future European Extremely Large Telescope. I will also show how constant instrumental developments in adaptive optics have changed our knowledge of the cores of nearby galaxies, and more particularly the active galactic nuclei and the Galactic Center. I will conclude on the instrumental and astrophysical perspectives of my research activity, the latter resulting from the few millisecond resolution that will be reached by the next generations of high angular resolution instruments that are Gravity, JWST and MICADO.

Composition du jury :
M. Christos CHARMOUSIS, Directeur de recherche à LPTH de l’Université Paris Sud 11 à Orsay
Mme Monique DAUGE, Directeur de recherche à l’IRMAR de l’Université de Rennes 1 à Rennes
Mme Nathalie DERUELLE, Directeur de recherche à l’APC à Paris
M. Christian KLEIN, Professeur à l’Institut mathématique de Bourgogne à Dijon
M. David LANGLOIS, Directeur de recherche à l’APC à Paris
M. Guy PERRIN, Astronome au LESIA à l’Observatoire de Paris
M. Marios PETROPOULOS, Directeur de recherche au Centre de Physique théorique de Polytechnique à Palaiseau

Résumé :

Le fil rouge de mon activité de recherche concerne l’application des méthodes spectrales à différents problèmes apparaissant en relativité générale ou en physique théorique. Cet effort a abouti au développement de la bibliothèque numérique KADATH. Cette dernière est un outil permettant l’utilisation des méthodes spectrales pour résoudre une très grande variété de problèmes. Je présenterai tout d’abord, les principales propriétés de la bibliothèque KADATH avant de montrer plusieurs applications. Je parlerai en premier lieu des résultats obtenus sur des objets connus sous le nom d’étoiles bosoniques. Ces objets très compacts sont une des alternatives possibles au paradigme des trous noirs. J’exposerai ensuite, les travaux en théorie des champs, en particulier en insistant sur l’étude de solutions quasi-périodiques. Je conclurai mon exposé en parlant du futur de la bibliothèque KADATH.

Composition du jury :

M. Doris BREUER, Professor to the Institute für Planetenforschung from Berlin to Germany
Mme Athéna COUSTENIS, Directeur de recherche CNRS au LESIA à l’Observatoire de Paris
M. William FOLKNER, Director of Jet Propulsion Laboratory to Pasadena in California in the United States
Mme Anne LEMAITRE, Professeur du département de mathématiques à la Faculté des Sciences de Namur en Belgique
M. François MIGNARD, Directeur de recherche CNRS dans le Laboratoire LAGRANGE de l’Université de la Côte d’Azur à Nice
M. Carl MURRAY, Professor at the School of Physics and Astronomy Queen Mary at the University of London in United Kingdom
M. Francis NIMMO, Professor in the Department of Earth and Planetary Sciences at the University of California Santa Cruz in United States
M. Bruno SICARDY, Professeur au LESIA à l’Observatoire de Paris

Résumé :

De l’océan sous la couche de glace d’Europe au volcanisme intense de Io, ou encore à l’atmosphère épaisse de Titan, les satellites naturels présentent une grande variété de mondes encore grandement inexplorés. Tandis que de simples considérations thermiques limitent la présence d’eau liquide peu après l’orbite de Mars, les effets de marées s’avèrent être un acteur efficace pour maintenir de l’eau à l’état liquide beaucoup plus loin du Soleil. Ainsi, la zone d’habitabilité peut s’étendre bien au-delà de ce qui est souvent considéré, que ce soit dans notre système solaire ou bien dans l’étude des 3500 exo-planètes répertoriées aujourd’hui. C’est dans ce contexte que j’ai cherché à quantifier les paramètres de marées via l’astrométrie. En étudiant le mouvement orbital des lunes sur un intervalle de temps suffisamment grand, on peut obtenir des informations pertinentes et complémentaires des autres observations généralement faites. Comme cela fut le cas pour Io, c’est parfois l’unique moyen de contraindre certains processus physiques agissant au cœur de ces objets. Une fois les paramètres de marées connus, il devient possible de propager l’évolution orbitale des lunes sur le long terme, allant parfois même jusqu’à remettre en question le processus supposé de leur formation.

Composition du jury :
M. Guillaume Hébrard, Chargé de recherche (HDR) à l’Institut d’Astrophysique de Paris
Mme Anne Marie LAGRANGE, Directrice de recherche à l’Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble à Saint Martin d’Hères
M. Alain LECAVELIER, Directeur de recherche à l’Institut d’Astrophysique de Paris
M. Guillermo MARTIN, Maître de conférence (HDR) à Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble à Grenoble
M. Vincent Michau, Maître de Recherche à l’ONERA à Chatillon
M. Marc Ollivier, Astronome à l’Institut d’Astrophysique Spatiale- Université Paris Sud à Orsay
M. Didier PELAT, Astronome au LUTH à l’Observatoire de Paris
Mme Karine PERRAUT, Astronome Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble à Grenoble

Résumé :

De l’interférométrie au sol à l’interférométrie dans l’espace, il n’y a qu’un pas. Mais cela fait un certain temps déjà que l’on essaie de le faire. Je présenterai lors de cette soutenance de HDR mes travaux dans ce sens. Je discuterai la rupture technologique des CubeSats, qui a lieu en parallèle de celle initié par les télécommunications : l’astrophonique. Je conclurais par les opportunités que ces deux révolutions combinées nous offrent dans le domaine de l’astrophysique.