Archives des soutenances 2021

Composition du jury
M. Laurent MUGNIER, Directeur de recherche, Université Paris-Saclay, Directeur de these
M. Rémi SOUMMER, Associate astronomer, Space Telescope Science Institute, Directeur de these
M. Christophe VERINAUD, Ingénieur de recherche, European Southern Observatory, Rapporteur du jury
M. Philip HINZ, Directeur de recherche, University of California Santa Cruz, Rapporteur du jury
M. Anthony BOCCALETTI, Directeur de recherche, LESIA, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Raphaël GALICHER, Maître de conférences, LESIA/Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Rebecca JENSEN-CLEM, Assistant professor, University of Calfornia Santa Cruz, Membre du jury
Mme Vanessa BAILEY, Instrument Technologist, NASA Jet Propulsion Laboratory, Membre du jury

Résumé :
L’imagerie directe d’exoplanètes est une science en plein essor aujourd’hui. Les photos émis par l’exoplanète sont porteurs d’information sur la composition de son atmosphère, et témoins de biomarqueurs. Depuis la première planète imagée en 2004 (2M1207), des instruments dédiés à l’imagerie directe ont été mis en opération sur les plus grands observatoires au sol (Paranal, Gemini). Les planètes visées par ces systèmes sont des géantes gazeuses de type jupiters chauds. Le prochain défi est d’imager des planètes de plus petite taille, donc moins lumineuses, et proches de leur étoile hôte. Les futurs systèmes dédiés à ce type d’imagerie devront donc imager une planète plus proche que 0.1 arcseconde de son étoile, et jusqu’à 10^10 fois plus ténue. Ces performances, inatteignables aujourd’hui, ne pourront être atteintes que dans l’espace à bord de télescopes géants qui seront forcément segmentés. La qualité optique nécessaire à une telle imagerie nécessitera par ailleurs une maîtrise parfaite du front d’onde, à des niveaux plus petits que le nanomètre. Cette thèse aborde des méthodes essayant de comprendre, détecter et contrôler ces aberrations avec des techniques de détection et de contrôle de front d’onde. Considérant que le but ultime est d’imager une Exo-Terre à un rapport de flux de 10-10, le front d’onde dans ces systèmes doit être contrôlé au niveau du picomètre. Des stratégies pour la création et le maintien de contrastes profonds sur des télescopes à ouverture segmentée comme le télescope Large UV/Optical/IR Surveyor (LUVOIR), l’un des modèles phares de la NASA, sont en cours de développement. En outre, des démonstrations en laboratoire de ces méthodes sont effectuées sur le banc optique High-contrast imager for Complex Aperture Telescopes (HiCAT), un démonstrateur au niveau du système pour la coronagraphie segmentée.

Summary :
High contrast imaging of exoplanets is currently an upsurging science. Images of exoplanets carry information about its atmosphere, which can show traces of biomarkers. Since the first exoplanet was directly imaged in 2004 (2M1207), new instruments dedicated to high contrast imaging have been installed on the biggest ground based observatories on Earth (Paranal, Gemini). The exoplanets that are targeted by these instruments are giant gaseous bodies known as Hot Jupiters. The next goal is to image exoplanets smaller in size, which will also make them less luminous, and closer to their host star. Future systems dedicated to this kind of imaging hence have to be capable of imaging a planet closer than 0.1 arc seconds to its host star and up to 10^10 times dimmer than the star. These capabilities, unachievable today, can only be reached with a space based giant telescope that will necessarily have to be segmented. The optical quality of such an imaging system will require a perfect wavefront control on levels smaller than a nanometer. This thesis is addressing methods trying to understand, sense and control these aberrations with wavefront sensing and control techniques. Considering that the ultimate goal is to image an Exo-Earth at a flux ratio of 10-10, the wavefront in these systems needs to be controlled on the picometer level. Strategies for the creation and maintenance of deep contrasts on segmented aperture telescopes like the Large UV/Optical/IR Surveyor (LUVOIR) telescope, one of the NASA flagship designs, are being developed. Further, laboratory demonstrations of these methods are being performed on the High-contrast imager for Complex Aperture Telescopes (HiCAT) testbed, a system-level demonstrator for segmented coronagraphy.

Composition du jury
M. Gilles METRIS, Astronome, Université Côte d’Azur, Directeur de these
M. François VERNOTTE, Professeur des universités, Université Franche-Comté, Rapporteur du jury
M. Thierry FUSCO, Directeur de recherche, Rapporteur du jury
M. Serge REYNAUD, Directeur de recherche, Laboratoire Kastler Brossel (UPMC), Membre du jury
Mme Elise BELLOUARD, Ingénieur, Centre National d’Etudes Spatiales (CNES) , Membre du jury
M. Pierre EXERTIER, Directeur de recherche, CNRS/Observatoire Midi-Pyrénées, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur des universités, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :
La mission MICROSCOPE a pour ambition la mise à l’épreuve du principe d’équivalence (PE) et ce avec une précision inégalée de $10^-15$, ce qui représente une avancée de deux ordres de grandeur par rapport aux précédentes expériences. Le satellite MICROSCOPE, lancé le 25 avril 2016, a parcouru des milliers d’orbites en recueillant les mesures permettant d’atteindre cet objectif. L’instrument à bord, développé par l’ONERA, fournit les mesures d’accélérations de deux paires de masses qui sont comparées en vue de tester l’identité de leurs chutes libres, conséquence directe du PE. Ces mesures sont également utilisées à bord en temps réel par le système de contrôle d’attitude et d’orbite du satellite. Ce système calcule les poussées nécessaires à appliquer au satellite pour le maintenir dans une trajectoire de chute libre. C’est une mission conçue comme un laboratoire dans l’espace avec la possibilité de modifier les conditions expérimentales comme le spin du satellite, son accélération, sa température ou le centrage des masses. Le bon fonctionnement du satellite et de l’instrument ont été testés en orbite jusqu’en novembre 2016. Ensuite plusieurs mois de mesures scientifiques ont suivi jusqu’à fin 2018. Le but de cette thèse consiste à utiliser les données de vol collectées pour améliorer ou modifier les modèles instrumentaux d’une part, les modèles de sources d’erreur de la mission d’autre part. L’évaluation des performances et des erreurs systématiques, en particulier les perturbations thermiques représentant 94% des erreurs systématiques dans une première publication en 2017, sont au coeur de ce travail de thèse. Afin d’améliorer les résultats de la mission, le comportement thermique de l’instrument a été étudié. Pour ce faire, 13 sessions spécialement conçues pour l’évaluation du modèle thermique ont été jouées lors de l’expérience. Elles consistent en l’introduction d’un stimuli thermique à une fréquence $f_sti$ proche de la fréquence du test du PE $f_EP$. Le but est d’observer l’impact de ce signal thermique sur l’accélération mesurée afin d’estimer la sensibilité thermique de l’instrument. Les méthodes employées consistent à analyser la corrélation des deux signaux dans les domaines temporel et fréquentiel. Après deux chapitres consacrés à la description de l’expérience et de son contexte, une première partie de ce travail consiste à estimer cette sensibilité thermique à la fréquence de stimuli $f_sti$ et à ses harmoniques à l’aide d’un algorithme des moindres carrés. L’amplitude des variations de température est estimée afin d’en déduire l’impact de la systématique thermique sur la mesure d’accélération et donc sur le test du PE. Une seconde partie se focalise sur la dérive long-terme qui résulte des variations de température afin d’en estimer une sensibilité prise en compte sous forme d’un modèle polynomiale dans l’étude précédente. Enfin une dernière partie cherche à mettre en évidence l’origine de ces perturbations thermiques. Ces méthodes d’estimation ont permis d’améliorer d’un facteur 10 la systématique thermique initialement estimé dans la publication de 2017.

Summary  :
The MICROSCOPE mission aims to test the Equivalence Principle (EP) with an unprecedented accuracy of about $10^-15$ on the Eötvös parameter, which corresponds to an improvement of 2 more orders of magnitude than previous experiments. The MICROSCOPE satellite, launched on April 25th 2016, has collected thousands of data in order to reach this goal. The on-board instrument, T-SAGE, developed by ONERA, provides the acceleration measurements of two pairs of masses and compares them to test the EP. These measurements are also used in real time by the satellite’s attitude and orbit control system. This system calculates the necessary thrusts to apply to the satellite to keep it in free fall. It is a mission designed as a laboratory in space with the capacity to modify the experimental conditions (satellite spinning, acceleration of the satellite, temperature, centering of the masses). The satellite and its instruments were tested in orbit until November 2016. Thus, until the end of 2018, scientific measurements were performed. The thesis objective is to improve or modify the instrumental models with the help of all collected data. The evaluation of performances and systematic errors is at the heart of the PhD’s topic, particularly the thermal systematic, which represents 94% of the systematic errors. In order to improve EP test results, the thermal behavior of the instrument was studied. To do so, 13 sessions dedicated to the thermal behavior of the instrument were played during the experiment. These sessions consist in introducing a periodic thermal stimulus at a frequency $f_sti$ near the EP test frequency $f_EP$. The goal is to evaluate the impact of this stimulus on acceleration and to estimate the thermal sensitivity of the instrument. The analysis methods used focus on the evaluation of both signals’ correlation (acceleration and temperature) in the time and frequency domain. The first part of this work consists in the estimation of the thermal sensitivity at a stimulus frequency $f_sti$ and its harmonics with a Least Square algorithm. The estimation of the thermal variations amplitudes allows to evaluate the impact of the temperature variations on the acceleration measurement and on the EP test. A second part focuses on the drift thermal sensitivity due to the thermal variations. The goal is to obtain a drift thermal sensitivity which is not considered in the previous analysis. A last part consists in studying the origins of the thermal systematic. These methods allow to improve by a factor 10 the thermal systematic estimated in 2017.

Composition du jury
Mme Antonella BARUCCI , Astronome, LESIA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Université de Paris, Sorbonne Université, Directeur de these
M. Daniel HESTROFFER , Astronome, IMCCE, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS (UMR 8028), Sorbonne Université, Université Lille, Membre du jury
M. Pierre VERNAZZA ,Chargé de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Aix Marseille Université, CNRS (UMR 7326), CNES, Rapporteur du jury
M. Hervé COTTIN ,Professeur des universités , Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques, Universités Paris-Est Créteil, Paris Diderot UMR 7583 CNRS, IPSL, Rapporteur du jury
Mme Beth Ellen CLARK ,Full professor, Ithaca College, Department of Physics & Astronomy, Membre du jury
M. Pierre BECK Professeur des universités, Institut d’Astrophysique et de Planétologie de Grenoble/ISTerre, Membre du jury

Résumé :
Durant ces dernières dizaines d’années, plusieurs missions spatiales ont étudié des astéroïdes, éléments fondamentaux de notre Système Solaire. Deux missions de retour d’échantillons d’astéroïdes sont en cours, les missions OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, and Security–Regolith Explorer) (NASA) et Hayabusa2 (JAXA). Ces deux missions ont pour cibles des astéroïdes géocroiseurs primitifs (de faible albédo) : (101955) Bennu de type spectral B et (162173) Ryugu de type spectral C, respectivement. Hayabusa2 a délivré 5,4 g d’échantillons de la surface de Ryugu sur Terre le 5 Décembre 2020 (heure du Japon), tandis que les échantillons (d’environ 400 g) de la surface de Bennu collectés par OSIRIS-REx devraient d’atterrir sur Terre le 24 Septembre 2023. Grâce à l’étude détaillée de ces astéroïdes primitifs à l’échelle globale et régionale, ces deux missions spatiales ont pour but d’améliorer notre compréhension des premières étapes de la formation de notre Système Solaire, ainsi que les phénomènes de transport et de mélange de matière dans le disque protoplanétaire, tout particulièrement le transport de l’eau (minéraux hydratés) et des organiques que les astéroïdes ont pu apporter sur la Terre primitive. Parmi la vaste quantité de données collectées lors des phases d’orbite autour des l’astéroïdes, les spectres visible à proche infrarouge des spectromètres OVIRS (OSIRIS-REx Visible and InfraRed Spectrometer) et NIRS3 (Near Infrared Spectrometer) ont révélé l’omniprésence de phyllosilicates hydratés à la surface des astéroïdes. Au cours de ma thèse, j’ai eu la chance de participer et contribuer à ces deux missions spatiales. J’ai analysé les spectres spatialement résolus dans le visible à proche infrarouge des surfaces de Bennu et Ryugu et en particulier la bande d’absorption causée par les phyllosilicates hydratés, centrée autour de 2.74 μm et 2.72 μm respectivement. Mon but est d’estimer le contenu en hydrogène des groupements eau (H2O) et hydroxyle (OH−) des phyllosilicates hydratés (ci-après dénommé contenu en H) à la surface de chacun des astéroïdes. J’ai utilisé plusieurs méthodes : NOPL (normalized optical path length) et ESPAT (effective single-particle absorption thickness), calculées sur la bande d’absorption des phyllosilicates hydratés des deux astéroïdes, ainsi que la modélisation par des fonctions gaussiennes de cette bande dans le cas de Bennu. J’ai comparé les valeurs des paramètres spectraux obtenus pour les astéroïdes avec ceux obtenus pour des météorites chondrites carbonées, dont le contenu en H a été mesuré indépendamment en laboratoire. Par ces comparaisons, j’ai obtenu une corrélation entre le contenu en H des météorites sélectionnées et leurs paramètres ESPAT et NOPL respectifs. J’ai ainsi pu estimer la valeur moyenne du contenu en H de la surface des deux astéroïdes ainsi que ses variations relatives. L’estimation de la valeur globale moyenne du contenu en H de Bennu et Ryugu est en accord avec celle de plusieurs chondrites carbonées ayant subies de l’altération aqueuse, en particulier les CMs thermiquement altérées et les C2 Tagish Lake dans le cas de Bennu. Les résultats obtenus ainsi que l’étude du contenu en H d’un plus grand nombre d’objets permettront une meilleure compréhension de la formation et évolution du Système Solaire. La fonction de corrélation exponentielle que j’ai définie, peut être appliquée à d’autres astéroïdes primitifs possédant une bande d’absorption des phyllosilicates hydratés proche de 3 μm, pour estimer leur contenu en H. Enfin, l’analyse en laboratoire des échantillons rapportés par les deux missions validera avec une plus grande précision, les méthodes décrites et la quantification de l’hydratation des deux astéroïdes. Celle-ci est nécessaire pour donner des contraintes aux modèles de formation et d’évolution du Système Solaire ainsi que sur les origines de la Vie sur Terre.

Summary :
In the last decades, several space missions were dedicated to the study of asteroids to investigate the building blocks of our Solar System. Two asteroid sample return missions are currently ongoing, the NASA mission OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, and Security–Regolith Explorer) and the JAXA mission Hayabusa2. Both missions targeted a primitive (low-albedo) near-Earth asteroid : the B-type asteroid (101955) Bennu and C-type asteroid (162173) Ryugu, respectively. Hayabusa2 delivered to Earth 5.4 g of regolith sampled from Ryugu’s surface on December 5th 2020 (Japan time) while the OSIRIS-REx sample from Bennu’s surface (about 400g collected estimated) is scheduled to land on Earth on September 24th 2023. Trough the detailed global and local study of the two primitive asteroids, both missions aim to better characterize the early Solar System environment, alongside the transfer and mixing processes in the protoplanetary disk with a focus in water (hydrated minerals) and organic matter which asteroids are believed to be a major source to early Earth. Both missions acquired a vast quantity of data during asteroid proximity operations, in particular, the visible and near-infrared spectrometers, OVIRS (OSIRIS-REx Visible and InfraRed Spectrometer) as well as NIRS3 (Near-InfraRed Spectrometer), which revealed the presence of hydrated phyllosilicates across the surface of both asteroids. During my thesis, I had the chance to participate and contribute to these two NASA and JAXA space missions. In particular, I analyzed the spatially resolved visible–near-infrared spectra of Bennu and Ryugu, with a focus on the hydrated phyllosilicate absorption band centered at 2.74 μm and 2.72 μm respectively. My goal is to investigate the hydrogen content of the water (H2O) and hydroxyl (OH−) groups in hydrated phyllosilicates (i.e. H content) on the surface of both asteroids. I applied different methods, namely the normalized optical path length (NOPL) and the effective single-particle absorption thickness (ESPAT) to the hydrated phyllosilicate absorption band of both asteroids, as well as Gaussian modeling of the absorption band in the case of Bennu. I compared the obtained spectral parameters with those obtained (with the same methods) on carbonaceous chondrite meteorites whose H content was determined in laboratory. From the comparison, I derived a correlation between the selected meteorite H contents and their respective ESPAT and NOPL parameters and thus quantified the average value of the H content of the two asteroids’ surface with its relative variations. The estimation of the global average H contents of Bennu and Ryugu is in agreement with those of several aqueously altered carbonaceous chondrite meteorites measured in laboratory and is most similar to heated CMs’ H contents and also C2 Tagish Lake’s in Bennu’s case. The obtained results and the study of phyllosilicate H2O and OH− group hydrogen content on a larger number of objects, will allow the better understanding of the formation and evolution of the Solar System. The exponential function correlation I defined could be applied to other observed primitive asteroids that exhibit a 3-μm region absorption band in order to estimate their average H content. Finally, the laboratory analysis of the returned samples from both missions will validate the described methods and hydration quantification results with higher precision. The quantification of the asteroids’ hydration is essential to constrain Solar System formation and evolution models as well as providing insight on the origin of Life on Earth.

Composition du jury
Mme Maryvonne GERIN LASLIER , Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Hélène SOL , Directeur de recherche, Observatoire de Paris - LUTH, Membre du jury
Mme Isabelle GRENIER , Professeur, CEA, Université Paris 7, Membre du jury
M. Javier GOICOECHEA , Chargé de recherche, IFF CSIC, Membre du jury
M. Franck LE PETIT , Directeur de recherche, Observatoire de Paris - LERMA, Membre du jury
M. Marco PADOVANI , Chargé de recherche, INAF, Membre du jury
Mme Marianne LEMOINE-GOUMARD, Directeur de recherche, Centre d’Études Nucléaires de Bordeaux Gradignan, Rapporteur du jury
M. Arnaud BELLOCHE , Directeur de recherche, Max Planck Institute for Radioastronomy , Rapporteur du jury

Résumé :
Les supernovae ont un impact majeur sur l’évolution du milieu interstellaire des galaxies. Ces explosions stellaires injectent 10^51 erg dans leur voisinage direct, soit l’équivalent de l’énergie émise par le Soleil durant toute son existence. Ces événements réguliers (environ deux par siècles dans la Voie Lactée) produisent une onde de choc rapide (jusqu’à 10^4 km/s) qui interagit avec le milieu ambiant durant plusieurs centaines de millier d’années. En plus d’être temporairement le siège de l’accélération de rayons cosmiques de haute énergie (TeV-PeV), les restes de supernovae déposent de l’énergie cinétique sur plusieurs dizaines de parsecs avant de se dissiper entièrement sous forme de rayonnement et de turbulence. Cette injection d’énergie et de rayons cosmiques participe à la régulation de la turbulence, à l’enrichissement chimique et à la structuration des multiples phases du milieu interstellaire. De plus, après refroidissement des régions denses comprimées par les chocs plus lents (10^1 km/s) qui se propagent tardivement, la formation de nouvelles étoiles peut être déclenchée. Situé à 1.8 kpc et âgé d’environ 25 000 ans, le reste de supernova IC443 offre la possibilité d’étudier ces mécanismes de rétro-action avec précision. L’étude des rayons cosmiques est poursuivie à travers le produit de leurs interactions avec le milieu interstellaire, source de photons de hautes énergie (rayon X/gamma) via quatre mécanismes : décomposition de pions neutres, Bremsstrahlung, effet Compton inverse et rayonnement synchrotron. L’interprétation des observations de rayon gamma requiert une connaissance fine des caractéristiques physiques et chimiques de l’environnement, tel que la masse totale du gaz, l’intensité et la distribution en énergie du champ de rayonnement, et la présence de sources d’injection de nouveaux rayons cosmiques. En direction du pic d’intensité des rayon gamma, nous avons réalisé de nouvelles observations du reste de supernova IC443 avec le télescope de 30m de l’IRAM ainsi que le télescope APEX. Dans un champ 10’x10’, nos observations spectrales de 12CO, 13CO, C18O et nos observations continuum avec la caméra NIKA2 révèlent le contenu interstellaire de la région avec une résolution angulaire de 10’’-20’’. À l’aide de modèles de transfert de rayonnement, nous avons d’abord produit des cartes de la masse totale de gaz dans la région à partir de l’émission de 12CO et 13CO. Nous avons ensuite utilisé des modèles d’émission de poussière pour étudier le continuum entre 3.4 microns et 2.0 mm (WISE, Spitzer, LABOCA, NIKA2). L’utilisation des algorithmes Bayésiens PPMAP et HerBIE permet de déterminer la densité de colonne et la température des poussières, ainsi que plusieurs paramètres supplémentaires avec HerBIE. Nos mesures de masses via l’émission des poussières et celle de la molécule 12CO sont indépendantes et en accord. Ces mesures indiquent l’existence de deux candidats pour l’interaction du milieu dense avec les rayons cosmiques à l’origine de la production de rayon gamma : un amas de gaz choqué de 250 masses solaires, et un amas de gaz froid et non perturbé de 400 masses solaires. D’une part, ces cartes de masse posent des contraintes précises sur l’émission de rayon gamma via la décomposition de pions neutres et le Bremsstrahlung dans la région étudiée. D’autre part, notre carte du champ de rayonnement déterminée via HerBIE nous permet aussi de poser une contrainte sur l’effet Compton inverse. Enfin, à l’aide de catalogues de points sources nous avons déterminé l’existence de potentielles protoétoiles dans la région. Ces dernières peuvent également participer à l’injection de rayons cosmiques de moyennes énergies (MeV-GeV). Ces résultats pourront être ré-investis en tant que paramètres d’entrée dans un modèle d’émission de rayon gamma afin de déterminer la composition (hadronique ou leptonique) et les mécanismes principaux d’interaction des rayons cosmiques avec le milieu interstellaire dans IC443.

Summary :
Supernovae have a major impact on the evolution of the interstellar medium of galaxies. These stellar explosions inject 10^51 erg into their neighborhood, which is equivalent to the energy emitted by the Sun during its entire existence. These regular events (about two per century in the Milky Way) produce a fast shock wave (up to 10^4 km/s) that interacts with the surrounding medium for several hundred thousand years. In addition to being temporary sites of acceleration of high-energy cosmic rays (TeV-PeV), supernovae remnants deposit kinetic energy over several tens of parsecs before they entirely decay into radiation and turbulence. This injection of energy and cosmic rays participates in the regulation of the turbulence, the chemical enrichment and the structuring of the multiple phases of the interstellar medium. Moreover, when dense regions are compressed by the slower shocks (10^1 km/s) that propagate lately, the cold and dense medium that is left after a characteristic cooling time constitutes a potential site for the formation of new stars. Located at 1.8 kpc and about 25,000 years old, the supernova remnant IC443 offers the possibility to study these feedback mechanisms with accuracy. In these objects, the study of cosmic rays is pursued through the product of their interactions with the interstellar medium, which is a source of high energy photons (X-ray/gamma ray) emitted via four mechanisms : decay of neutral pions, Bremsstrahlung, inverse Compton scattering and synchrotron radiation. The interpretation of gamma-ray observations requires a detailed knowledge of the physical and chemical characteristics of the environment, such as the total mass of the gas, the intensity and energy distribution of the radiation field, and the presence of new cosmic ray injection sources. In the direction of the peak gamma-ray intensity, we have made new observations of the supernova remnant IC443 with the IRAM 30m telescope and the APEX telescope. In a 10’x10’ field of observations, our spectral observations of 12CO, 13CO, C18O pure rotational lines and our continuum observations with the NIKA2 camera reveal the interstellar content of the region with an angular resolution of 10’’-20’’. Using radiative transfer models, we first produced maps of the total molecular gas mass in the region from the emission of 12CO and 13CO lines. We then used dust emission models to study the continuum between 3.4 microns and 2.0 mm (WISE, Spitzer, LABOCA, NIKA2). The use of the Bayesian algorithms PPMAP and HerBIE allows us to determine the column density and temperature of the dust, as well as several additional parameters with HerBIE. Our mass measurements via dust emission and that of the 12CO molecule are independent and in agreement. These measurements indicate the existence of two candidates for the interaction of the dense medium with cosmic rays at the origin of the gamma-ray production : a shocked molecular clump of 250 solar masses, and a cold, quiescent molecular cloudlet of 400 solar masses. On the one hand, these mass maps put precise constraints on the gamma-ray emission via neutral pion decay and Bremsstrahlung in the studied region. On the other hand, our radiation field map determined via HerBIE also allows us to constrain the inverse Compton scattering. Finally, with the help of source point catalogs we have determined the existence of potential protostars in the region. These protostars can also participate in the injection of medium energy cosmic rays (MeV-GeV). These results can be re-invested as input parameters in a gamma-ray emission model in order to determine the composition (hadronic or leptonic) and the main mechanisms of interaction of cosmic rays with the interstellar medium in IC443.

Composition du jury
M. Alain DORESSOUNDIRAM, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Sébastien BESSE, Planetary Scientist, European Space Agency, CoDirecteur de these
M. Olivier FORNI, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury
M. Stéphane LE MOUÉLIC, Ingénieur de recherche, Laboratoire de Planétologie et Géodynamique, Rapporteur du jury
M. Jörn HELBERT, Senior researcher, Institute of Planetary Research - DLR, Membre du jury
Mme Cathy QUANTIN-NATAF, Professeur, Laboratoire de Géologie de Lyon, Terre, Planetes, Environnement UCB Lyon1, Membre du jury
Mme Hélène MASSOL, Maître de conférences, Geosciences Paris-Saclay, Membre du jury
Mme Fabienne CASOLI, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :
Résumé :
Les observations récentes de la mission MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment Geochemistry and Ranging) ont permis de faire des découvertes surprenantes sur Mercure, soulevant de nouvelles questions sur la formation et l’évolution des planètes internes du Système solaire. Les modèles de formation planétaire prédisent un appauvrissement en éléments volatils et un enrichissement en éléments réfractaires à la distance héliocentrique de Mercure. Cependant, les observations de MESSENGER ont révélé que la surface de Mercure est riche en espèces volatiles, tels que le soufre et le carbone. Ma thèse traite des processus géologiques associés aux espèces volatiles à la surface de Mercure, dans le but de mieux contraindre leur nature, leur origine et l’inventaire de ces espèces. Durant ma thèse, j’ai étudié en particulier le volcanisme explosif et des unités géologiques observées uniquement sur Mercure, appelées hollows et dont la formation est encore mal comprise. Pour ce faire, j’ai collaboré avec des chercheurs européens pour créer une base de données, à partir des observations du spectromètre visible et proche-infrarouge MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) de MESSENGER, qui contient plus de 4,7 millions de spectres et 28 paramètres spectraux. L’analyse spectrale que j’ai menée, à l’échelle de la planète, des dépôts pyroclastiques, qui sont les produits d’éruptions explosives, a permis de mesurer précisément la taille de ces dépôts et de déduire que leurs dimensions ont été sous-estimées dans de précédentes études. Ce résultat a de fortes implications sur le contenu en volatiles magmatiques de Mercure. De plus, j’ai démontré que le plus grand dépôt pyroclastique de Mercure a sûrement été mis en place par une éruption de type phréatomagmatique, résultant de l’interaction entre un magma et une couche en sous-surface riche en volatiles. En outre, l’analyse spectrale des hollows m’a permis de montrer que les spectres en réflectance de ces petites dépressions géologiques diffèrent des autres spectres de Mercure (par exemple, des dépôts pyroclastiques). Les spectres des hollows présentent une courbure concave unique entre 300 et 600 nm, que j’ai étudiée en détail par la mesure du paramètre Curvature, défini pendant ma thèse. Ce paramètre spectral est probablement lié à la nature des espèces volatiles à l’origine de la formation des hollows. Par conséquent, j’ai effectué une comparaison avec des mesures de laboratoire et des modélisations spectrales pour mieux contraindre la composition des hollows. L’étude a révélé que des sulfures, tels que CaS, Na 2 S ou MgS, sont les meilleurs candidats pour reproduire les propriétés spectrales des hollows de Mercure. Les dépôts pyroclastiques et les hollows seront des cibles intéressantes et importantes pour la mission BepiColombo, et en particulier pour la suite instrumentale SIMBIO-SYS sur laquelle je suis scientifique associée.

Summary :
Recent observations by the Mercury Surface, Space Environment Geochemistry and Ranging (MESSENGER) mission have revealed surprising discoveries about Mercury, raising new questions about the formation and evolution of the inner planets. Planetary formation models predict that Mercury’s surface should lack volatile elements and enrich in refractory elements. However, observations from the MESSENGER mission have revealed that Mercury’s surface is enriched in volatiles such as sulfur and carbon. My thesis addresses the geological processes associated with volatiles on the surface of Mercury, with the aim to better constrain their nature, origin and inventory. During my thesis, I studied in particular explosive volcanism and geological units observed only on Mercury, named hollows and whose formation is still not well understood. To do this, I collaborated with European researchers to create a database, based on observations from the MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) of MESSENGER, which contains more than 4.7 million spectra and 28 spectral parameters. The spectral analysis that I conducted, on a planetary scale, of pyroclastic deposits, which are the products of explosive eruptions, allowed me to measure precisely the size of these deposits and to deduce that their dimensions were underestimated in previous studies. This result has strong implications on the magmatic volatile content of Mercury. Furthermore, I have shown that the largest pyroclastic deposit of Mercury was probably emplaced by a phreatomagmatic eruption, resulting from the interaction between a magma and a volatile-rich subsurface layer. Furthermore, the spectral analysis of the hollows allowed me to show that the reflectance spectra of these small geological depressions differ from other spectra of Mercury (e.g. pyroclastic deposits). The spectra of the hollows show a unique concave shape between 300 and 600 nm, which I studied in detail by measuring the Curvature parameter, defined during my thesis. This spectral parameter is probably related to the nature of the volatile species at the origin of the hollows formation. Therefore, I performed a comparison with laboratory measurements and spectral modelling to better constrain the composition of the hollows. The study revealed that sulfides, such as CaS, NaS or MgS, are the best candidates to reproduce the spectral properties of Mercury hollows. Pyroclastic deposits and hollows will be interesting and important targets for the BepiColombo mission, and especially for the SIMBIO-SYS instrumental suite on which I am an associate scientist.

Composition du jury
M. Andrea CIARDI, Maître de conférences, Sorbonne Université, Directeur de these
M. Roch SMETS, Maître de conférences, Sorbonne Université, CoDirecteur de these
Mme Katia FERRIÈRE, Directeur de recherche, IRAP, Membre du jury
M. Fabien CASSE, Professeur, Université de Paris, Membre du jury
M. Nuno LOUREIRO, Professor, Massachusetts Institute of Technology, Membre du jury
Mme Laurence REZEAU, Professeur, École Polytechnique, Membre du jury
M. Emmanuel D’HUMIèRES, Professeur , Université de Bordeaux, Rapporteur du jury
M. Anatoly SPITKOVSKY, Professor, Princeton University, Rapporteur du jury

Résumé :
Les rayons cosmiques peuvent alimenter la croissance exponentielle d’un champ magnétique préexistant en déclenchant des instabilités qui grandissent grâce au mouvement de dérive collectif des particules. Parmi les différentes instabilités de dérive, le mode non-résonnant, aussi appelé mode de Bell, a fait l’objet d’une attention croissante car il peut amplifier le champ magnétique au-delà de son intensité initiale, et génère la turbulence nécessaire pour aider au confinement et à à accélération des rayons cosmiques. De manière générale, il peut se développer dans une grande variété d’environnements, allant des nuages moléculaires froids et denses au milieu intergalactique chaud et diffus. Ce travail vise à élucider le comportement de l’instabilité non-résonante de dérives des rayons cosmiques dans de tels environnements, où les effets thermiques et collisionnels peuvent modifier considérablement sa croissance et sa saturation. Nous décrivons d’abord l’instabilité dans le cadre de la théorie fluide en mettant l’accent sur le mécanisme physique conduisant à l’amplification exponentielle des perturbations électromagnétiques, et obtenons des prédictions analytiques du taux de croissance pour des éléments ioniques arbitraires. En raison de sa nature non-résonante, une description fluide est suffisante pour saisir les principales caractéristiques de l’instabilité lorsque la température du plasma ambiant est négligeable. Pour étudier l’instabilité dans les environnements chauds, où les effets du rayon de Larmor fini sont importants, nous recourons à la théorie cinétique linéaire et étendons les résultats analytiques existants au cas d’ions découplés des perturbations magnétiques. Nous obtenons que les longueurs d’onde instables ne sont pas entièrement supprimées, mais sont plutôt déplacées vers des échelles plus grandes avec un taux de croissance fortement réduit. Les résultats de la théorie linéaire sont confirmés, et étendus à l’évolution non-linéaire dans la deuxième partie de cette thèse, par des simulations multi-dimensionnelles hybrides de type ``particle in cell’’ (ions cinétiques et électrons fluides). Les simulations mettent en évidence une réduction importante du niveau d’amplification du champ magnétique dans le régime chaud [Marret et al. MNRAS 2021], ce qui indique qu’il peut être limité dans les plasmas astrophysiques chauds tels que les superbulles ou le milieu intergalactique. Dans les environnements plus froids et plus denses, comme les régions H II et les nuages moléculaires, les collisions entre particules dans le plasma ambiant doivent être prises en compte. Nous étudions numériquement leur impact en incluant dans les simulations avec une méthode Monte-Carlo les collisions proton-proton et proton-hydrogène. Nous obtenons que l’instabilité est rapidement supprimée dans les plasmas faiblement ionisés, où les collisions proton-hydrogène dominent. Ces résultats de simulations cinétiques confirment quantitativement les calculs existants de la théorie linéaire multifluide. En revanche, nous constatons que les collisions coulombiennes favorisent de manière inattendue le développement de l’instabilité dans les plasmas entièrement ionisés, en réduisant des anisotropies de pression auto-générées qui autrement s’opposeraient à sa croissance. Les simulations numériques sont actuellement le seul moyen d’étudier l’évolution non-linéaire de l’instabilité et d’obtenir des estimations quantitatives de l’intensité du champ magnétique après saturation. La dernière partie de cette thèse est consacrée à la conception d’expériences dédiées à la vérification des prédictions de la théorie linéaire et des simulations. Nous décrivons les conditions requises sur les paramètres du plasma pour générer l’instabilité dans une expérience, et proposons deux configurations possibles basées sur les installations laser haute puissance existantes, en visant à observer et caractériser le mode non-résonant pour la première fois en laboratoire.

Summary  :
Cosmic rays can power the exponential growth of a seed magnetic field by exciting instabilities that feed on the kinetic energy of the particles collective streaming motion. Of the different streaming instabilities, the non-resonant mode, also called Bell’s mode, has received growing attention as it can amplify the magnetic field well beyond its initial intensity, and generate the necessary turbulence to help confine and accelerate cosmic rays in supernovae remnants and young stellar jets shocks via the first order Fermi mechanism. In general, it can develop in a large variety of environments, ranging from the cold and dense molecular clouds to the hot and diffuse intergalactic medium. This work aims at elucidating the behaviour of the non-resonant cosmic rays streaming instability in such environments, where thermal and collisional effects can substantially modify its growth and saturation. In the first part of this thesis, we describe the instability within fluid theory by highlighting the basic physical mechanism leading to the exponential amplification of electromagnetic perturbations, and obtain analytical predictions for the growth rate for arbitrary ion elements. Owing to its non-resonant nature, a fluid description is a sufficiently accurate model of the instability only when the background plasma temperature is negligible. To study the instability in hot environments, where finite Larmor radius effects are important, we then resort to linear kinetic theory and extend the existing analytical results to the case of demagnetized ions. We find that the unstable wavelengths are not entirely suppressed, but are instead shifted toward larger scales with a strongly reduced growth rate. The linear theory results are confirmed, and extended to the non-linear evolution in the second part of the thesis, by multi-dimensional hybrid-Particle-In-Cell simulations (kinetic ions and fluid electrons). The simulations highlight an important reduction of the level of magnetic field amplification in the hot regime [Marret et al. MNRAS 2021], indicating that it may be limited in hot astrophysical plasmas such as in superbubbles or the intergalactic medium. In colder and denser environments, such as H II regions and molecular clouds, particle collisions in the background plasma must be taken into account. We investigate numerically their impact by including Monte-Carlo Coulomb and neutral collisions in the simulations. We find that in poorly ionized plasmas, where proton-hydrogen collisions dominate, the instability is rapidly suppressed and our results from kinetic simulations confirm quantitatively existing, multi-fluid linear theory calculations. In contrast, we find that in fully ionized plasmas, Coulomb collisions unexpectedly favour the development of the instability by reducing self-generated pressure anisotropies that would otherwise oppose its growth. Numerical simulations are currently the only means to investigate the non-linear evolution of the instability and to obtain quantitative estimates of the saturated magnetic field intensity. The final part of this thesis is devoted to answer the growing need for an experimental verification of the linear theory and simulations predictions. We describe the requirements on the plasma parameters to generate the instability in an experiment, and propose two possible setups based on existing high-power laser facilities, aiming at observing and characterizing the non-resonant mode for the first time in the laboratory.

Composition du jury

M. François LEVRIER , Maître de conférences, Ecole Normale Supérieure, Directeur de these
Mme Blakesley BURKHART, Assistant professor , Rutgers University, Flatiron Institute, Rapporteur du jury
M. Brice MéNARD, Professor , Johns Hopkins University, Rapporteur du jury
Mme Susan CLARK, Assistant professor, Stanford University, Membre du jury
M. Stéphane MALLAT, Professeur, Collège de France, Membre du jury
M. Jérôme PETY, Astronome, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Membre du jury
M. Benoît SEMELIN, Professeur, Sorbonne Université, Membre du jury

Résumé :
L’émission thermique de la poussière interstellaire est le principal avant-plan de la polarisation du fond diffus cosmologique (FDC) au-delà de 100 GHz. Pour cette raison, la quête de modes B dans le FDC, associés aux ondes gravitationnelles générées durant l’ère inflationnaire de l’Univers primordial, est étroitement liée à la physique du milieu interstellaire (MIS), des grains de poussières qu’il contient, et du champ magnétique qui le traverse. La complexité de cette physique fait de la caractérisation statistique du MIS magnétisé diffus un défi majeur. Pour tenir compte des statistiques non-Gaussiennes de la distribution spatiale de cette émission polarisée des poussières interstellaires, nous avons besoin de descripteurs statistiques permettant de quantifier les couplages entre échelles. Cette thèse vise donc à définir un modèle statistique de cette émission. J’emploie la wavelet scattering transform (WST) et les wavelet phase harmonics (WPH) pour obtenir des représentations multi-échelles de cartes de polarisation. La dépendance angulaire des coefficients WST peut être modélisée avec la reduced wavelet scattering transform (RWST), un modèle angulaire introduit dans des travaux antérieurs pour des cartes en intensité totale. La RWST fournit une description statistique des cartes de polarisation, en quantifiant leurs propriétés multi-échelles en termes de contributions isotropes et anisotropes, donc interprétables géométriquement et potentiellement physiquement. La (R)WST, et de façon similaire la WPH, permettent de définir des modèles statistiques génératifs reposant sur ces coefficients, à partir desquels de nouvelles réalisations aléatoires, statistiquement similaires aux cartes originales, peuvent être construites. Lorsque le bruit devient important dans les observations, ces statistiques sont fortement contaminées. Pour surmonter cette difficulté, j’introduis une méthode de débruitage statistique fondée sur les statistiques WPH, visant à retrouver les propriétés statistiques non Gaussiennes de l’émission non-bruitée. J’ai également développé deux logiciels pour les besoins de cette thèse, appelés PyWST et PyWPH, qui prennent la forme de paquets Python rendus publics.

Summary :
The thermal emission of interstellar dust is the main foreground to cosmic microwave background (CMB) polarization above 100 GHz. For this reason, the quest for primordial B-modes in the CMB, which are expected to arise from gravitational waves produced during the inflation era in the very early Universe, is closely related to the physics of the interstellar medium (ISM), of its dust grains, and of its magnetic field. The complexity of this physics makes the statistical characterization of the diffuse magnetized ISM a major challenge. To account for the non-Gaussian statistics of the spatial distribution of the polarized emission of interstellar dust, we need statistical descriptors that quantify couplings across scales. This thesis precisely aims to define a statistical model of this emission. I employ the wavelet scattering transform (WST) and the wavelet phase harmonics (WPH) to derive multiscale representations of polarization maps. The angular dependence of the WST coefficients can be fitted with the reduced wavelet scattering transform (RWST), an angular model introduced in previous works related to total intensity maps. The RWST provides a statistical description of polarization maps, quantifying their multiscale properties in terms of isotropic and anisotropic contributions, which can be interpreted geometrically, and potentially related to the physics of the medium. The (R)WST, and similarly the WPH, allow me to define generative statistical models, from which new random realizations statistically similar to the original maps can be drawn. When noise becomes prominent in the observations, these statistics are strongly contaminated. To overcome this difficulty, I devise a statistical denoising method based on WPH statistics, aiming at retrieving the non-Gaussian statistical properties of the noise-free emission. Additionally, I have developed two softwares for the purposes of this thesis, called PyWST and PyWPH, which take the form of public Python packages.

Composition du jury
M. Andrea CIARDI ,Maître de conférences, Sorbonne Université, Directeur de these
M. Laurent MAUNOURY ,Ingénieur de recherche CNRS, Grand Accélérateur National d’Ions Lourds, Rapporteur du jury
M. Laurent GARRIGUES ,Directeur de recherche ,Laboratoire Plasma et Conversion d’Energie – LAPLACE Université de Toulouse, CNRS-UPS-INPT , Rapporteur du jury
Mme Anne BOURDON ,Directeur de recherche , Laboratoire de Physique des Plasmas Ecole Polytechnique ,Membre du jury
Mme Caterina RICONDA ,Professeur ,Sorbonne Université, Membre du jury

Résumé :
Cette thèse s’inscrit dans le cadre du développement d’un nouveau concept de propulseur plasmique, appelé propulseur ECR (Electron Cyclotron Resonance), qui utilise des ondes électromagnétiques pour chauffer, par résonance cyclotron électronique, un plasma. Ce plasma est ensuite accéléré dans une tuyère magnétique. L’objet de ce travail est de simuler la création et l’expansion du plasma magnétisé. Afin de mieux comprendre l’interaction entre les ondes électromagnétiques et le plasma, il a été nécessaire de développer une méthode Particle-In-Cell permettant un calcul auto-consistant des champs électromagnétiques. Pour la résolution des équations de Maxwell, une méthode numérique a été développée en se basant sur la méthode CIP (Constrained Interpolation Profile). Cette méthode semi-Lagrangienne est attractive dans ce contexte car elle permet d’utiliser de grands pas de temps lors des simulations des cas 2D plan et 3D tout en ayant une formulation explicite. Cependant, les algorithmes disponibles dans la littérature en 2D cylindrique n’ont pas cette capacité, étant limités à des nombres CFL ≤ 1 (Courant-Friedrichs-Lewy). Par conséquent, nous avons développé une procédure généralisant la méthode CIP pour traiter des CFL > 1 en géométrie 2D axisymétriques. Ces développements ont été intégrés au code électrostatique Particle-In-Cell/Monte-Carlo Module (PIC-MCC) de l’Onera. Ils ont permis d’effectuer des simulations PIC électromagnétiques auto-consistantes du propulseur en géométrie quasi-1D (CFL=2.9) et 2D axisymétrique (CFL=1). Le modèle 1D3V montre en particulier que l’énergie des électrons dans la direction perpendiculaire aux lignes de champ magnétique augmente près de la zone de chauffage et qu’elle pouvait présenter un second maximum dans la tuyère magnétique dû au confinement des électrons à haute énergie. De plus, la zone de chauffage s’étend 6 mm autour de la zone de résonance, ce qui est cohérent avec la valeur prédite par l’élargissement Doppler. Une analyse paramétrique avec ce modèle suggère en particulier que la diffusion des particules chargées vers les parois du propulseur est le mécanisme dominant de perte d’énergie par rapport aux collisions entre ces particules et les particules neutres. Enfin, les premiers résultats en 2D axisymétrique suggèrent qu’il y a une forte concentration d’électrons à haute énergie près de l’antenne du propulseur, en accord avec des observations expérimentales. Les outils développés pendant ce travail continueront à être exploités pour approfondir davantage notre connaissance sur le propulseur. La comparaison avec de futures mesures de densité électronique à l’intérieur du propulseur, une zone peu explorée dans le laboratoire, pourraient servir de validation aux résultats des simulations.

Summary :
The framework for this work is the development of a new space propulsion technology. The device is based on the cyclotron resonance phenomenon to heat a plasma using microwaves. This work aims at simulating for the first time the magnetized plasma inside an Electron Cyclotron Resonance (ECR) thruster with self-consistent calculations of the electromagnetic fields to gain insight into the thruster’s working principles. An electromagnetic solver for Maxwell’s equations was developed based on the Constrained Interpolation Profile (CIP) method to simulate the electron-microwave interaction in a quasi-1D (1D3V) model of the thruster. This semi-Lagrangian method enables the use of large time steps in planar 1D to 3D cases while using an explicit formulation. However, the thruster modeling in a 2D cylindrical coordinate system (2D3V) faced the problem that the scheme was still limited by the Courant-Friedrichs-Lewy (CFL) condition. Therefore, we developed a procedure to overcome this constraint and extend the ability of this method to handle CFL greater than one in 2D axisymmetric domains. A ghost node method was also proposed to deal with boundary conditions such as the singularity on the axis or the perfectly conducting walls. The solvers were integrated into the electrostatic Particle-In-Cell/Monte-Carlo Module (PIC-MCC) code developed at Onera. They allowed the self-consistent electromagnetic full-PIC simulations of the ECR thruster in 1D and 2D axisymmetric. The results provided insight into the mechanisms affecting the plasma, like its heating and confinement, the energy lost by collisions and at the thruster’s walls by cross-field diffusion, and the possibility of mode conversion for the microwaves due to its interaction with the plasma. In the 1D3V model, we show that the electron’s energy perpendicular to the magnetic field lines increased near the heating zone and has a second unexpected peak in the nozzle due to the confinement of highly energetic electrons and loss at the close end of the thruster of low energy electrons. We carried out a parametric analysis with this model that allowed us to understand better the influence of some of the thruster’s parameters on its performance and assess the sensibility of our model to have a more detailed view of the validity of the results. The cross-field diffusion towards the thruster’s walls appeared as a dominant mechanism for energy lost over the collisions between the charged particles and the neutral background. The results of this research work will contribute to the efforts of the propulsion community to improve this technology.

Composition du jury
M. Pierre KERVELLA ,Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Gisella CLEMENTINI ,Astronome , INAF–Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna , Rapporteur du jury
M. Lucas MACRI , Professor , Department of Physics & Astronomy, Texas A&M University, Rapporteur du jury
Mme Françoise COMBES, Professeur, LERMA, Observatoire de Paris Membre du jury
M. Massimo MARENGO , Astronome, Department of Physics and Astronomy, Iowa State University, Membre du jury

Résumé :
Les Céphéides sont des étoiles variables pulsantes qui jouent un rôle clé comme indicateurs primaires de distance grâce à la relation empirique entre leur période de pulsation et leur luminosité intrinsèque, la relation période-luminosité. Cette loi est utilisée pour étalonner la luminosité des supernovæ de type Ia dans les galaxies proches, qui est à son tour utilisée pour mesurer la distance aux galaxies dans le flot de Hubble, fournissant une estimation du taux d’expansion actuel de l’Univers : la constante de Hubble (H0). Ces dernières années, une tension significative d’au moins 4σ est apparue entre la mesure de H0 dans l’univers primitif par le satellite Planck, en supposant un modèle ΛCDM, et les mesures directes dans l’univers local basées sur les distances des Céphéides. La confirmation de cette tension pourrait impliquer une nouvelle physique au delà du modèle standard : il est donc essentiel d’améliorer l’étalonnage de la relation période-luminosité grâce à des distances précises et fiables de Céphéides. La collaboration Gaia a récemment publié les parallaxes trigonométriques de plus d’1.7 milliard d’étoiles, permettant une amélioration remarquable de la précision de l’échelle des distances. Cependant, les parallaxes des Céphéides sont affectées par des problèmes de calibration en raison de leur variabilité et de leur importante luminosité. Dans cette thèse, je présente une méthode alternative pour étalonner la relation période-luminosité en utilisant des compagnons de Céphéides et des amas ouverts hôtes, qui ne sont pas soumis à ces problèmes. En utilisant ces compagnons proches non biaisés pour déterminer la distance des Céphéides, j’étalonne la relation période-luminosité dans la Voie Lactée et je réévalue la valeur locale de la constante de Hubble. Enfin, j’étudie le lien entre les magnitudes absolues des Céphéides et leur abondance en métaux en comparant les Céphéides de la Voie Lactée et celles des Nuages de Magellan. J’en déduis que les Céphéides riches en métaux sont plus brillantes que celles qui en sont pauvres, avec un effet plus fort en infrarouge proche qu’en optique. Cet effet peut avoir un impact sur la mesure de la constante de Hubble et devra être pris en compte plus précisément à l’avenir, afin de mieux contraindre l’étalonnage de l’échelle des distances extragalactiques.

Summary :
Cepheids are pulsating variable stars which play a key role as primary distance indicators thanks to the empirical relation between their pulsation period and intrinsic luminosity, the period-luminosity relation. This law is used to calibrate the brightness of type-Ia supernovæ in nearby galaxies, which is in turn used to measure the distance to galaxies in the Hubble flow. This provides an estimate of the current expansion rate of the Universe, known as the Hubble constant (H0). In recent years, a significant tension of at least 4σ has arisen between the early universe measurement of H0 from the Planck satellite, assuming a ΛCDM model, and the late universe direct measurements based on Cepheid distances. The persistence of this tension would imply new physics beyond the standard model of cosmology : it is therefore critical to improve the period-luminosity calibration with precise and reliable Cepheid distance measurements. The Gaia Collaboration recently published trigonometric parallaxes for 1.7 billion stars, allowing for a remarkable improvement in the precision of the distance scale. However, Cepheid parallaxes suffer from calibration issues due to their variability and important brightness. In this thesis, I present an alternative method for calibrating the period-luminosity relation using Cepheid companions and host open clusters, which are not subject to these issues. By adopting these close and unbiased companion stars to determine the distance to Cepheids, I calibrate the period-luminosity relation in the Milky Way and re-evaluate the local value of the Hubble constant. Finally, I study the relation between Cepheid magnitudes and their metal abundance by comparing the Cepheids of the Milky Way and those of the Magellanic Clouds. I conclude that metal-rich Cepheids are brighter than metal-poor ones, with a stronger effect in near-infrared than in optical. This effect may impact the measurement of the Hubble constant and will have to be taken into account more precisely in the future, to better constrain the calibration of the extragalactic distance scale.

Composition du jury
Mme Marie-Jo GOUPIL ,Astronome ,Observatoire de Paris , Directeur de these
M. Kevin BELKACEM ,Chargé de recherche , Observatoire de Paris , CoDirecteur de these
M. Joergen CHRISTENSEN-DALSGAARD, Professor, University of Aarhus, Rapporteur du jury
M. Hiromoto SHIBAHASHI, Professor, The University of Tokyo, Rapporteur du jury
M. Marc-Antoine DUPRET, Professeur, Université de Liège, Membre du jury
M. Friedrich KUPKA, Professor, University of Applied Sciences Technikum Wien, Membre du jury
M. Laurent GIZON, Professor, Max-Planck, Institute for Solar System Research, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur des universités, Université Pierre et Marie Curie, Membre du jury

Résumé :
L’astérosismologie a révolutionné notre compréhension des intérieurs stellaires, grâce à l’observation des oscillations à la surface des étoiles. En ce qui concerne les oscillateurs de type solaire, qui possèdent une enveloppe convective, les mouvements turbulents dus à la convection ont un impact important sur les propriétés des modes acoustiques, tant du point de vue de leur fréquence que de leur amplitude. Cet impact résulte d’un couplage entre convection et oscillations, qui doit donc être compris et correctement modélisé pour permettre des diagnostics sismiques fiables dans ces étoiles. En retour, ce couplage offre l’opportunité d’utiliser les propriétés observées des modes pour contraindre la convection stellaire – dont les propriétés restent encore relativement mal comprises à ce jour. C’est ce dernier point qui constitue la motivation sous-tendant le travail présenté dans cette thèse. La première partie de cette thèse se concentre sur l’asymétrie exhibée par les profils des modes dans le spectre des oscillateurs de type solaire, qui porte la signature de la localisation de leur source d’excitation proche de la surface de l’étoile. Dans ce contexte, j’ai développé un formalisme conçu pour fournir des prédictions quantitatives concernant ces asymétries, mais également pour relier directement les asymétries observées aux propriétés sous-jacentes de la convection turbulente dans cette région. L’application de ce formalisme au cas du Soleil m’a permis de reproduire les observations à travers tout le spectre des modes acoustiques pour les mesures spectroscopiques, ainsi que pour les modes acoustiques de basse fréquence pour les mesures photométriques. En particulier, elle m’a permis de déterminer la dépendance du signe de l’asymétrie en fonction de la position de la source relativement à la photosphère, ainsi que d’apporter un éclairage nouveau sur la question de l’inversion d’asymétrie entre les observations effectuées en vitesse et en intensité. Dans une seconde partie, je me suis penché sur la question de la modélisation du couplage turbulence/oscillation de manière plus générale. J’y examine les modèles de turbulence Lagrangiens stochastiques en tant qu’alternative aux approches traditionnelles pour le traitement du couplage entre convection turbulente et oscillations de type solaire. Premièrement, un traitement perturbatif linéaire de ce type de modèle m’a permis d’exhiber une équation d’onde possédant, par construction, un caractère stochastique représentant l’impact de la turbulence sur les modes. Cette équation d’onde stochastique présente l’avantage d’inclure dès le début l’effet de la turbulence, et par suite celui du couplage, de manière cohérente, tout en permettant l’introduction d’un modèle de turbulence réaliste, et prenant en compte le large éventail d’échelles temporelles et spatiales caractérisant la convection turbulente stellaire. Ce formalisme m’a ensuite permis de construire une prescription simultanée, sur la base de relations de fermeture physique, pour le taux d’excitation et d’amortissement des modes acoustiques, mais également pour la partie modale des effets de surface. En parallèle, j’ai développé une implémentation numérique plus directe des modèles Lagrangiens stochastiques, qui permet, en conjonction avec mon formalisme analytique, d’explorer l’impact des paramètres physiques contrôlant la convection turbulente sur les propriétés observées des modes de type solaire. Le très bon accord obtenu en comparant les résultats numériques à un cas test dans le cadre duquel des résultats analytiques exacts peuvent être établis m’a permis de valider cette implémentation.

Summary :
Asteroseismology has revolutionised our understanding of stellar interiors, through the observations of oscillations on the surface of stars. In solar-like oscillators, which exhibit a convective envelope, the turbulent motions caused by convection have a substantial impact on the properties of the acoustic modes, whether on their frequencies or their amplitude. This impact results from a turbulence/oscillation coupling, which must therefore be understood and realistically modelled in order to allow for accurate seismic diagnosis. In turn, this coupling offers a way to constrain the little-understood properties of convection using the observed acoustic mode properties. This last point forms the overarching motivation behind the work presented in this thesis. The first part of this thesis focuses on the asymmetry displayed by the line profiles of solar-like oscillations, which carries the signature of the localisation of the driving source close to the surface of the star. In this context, I developed a formalism designed to give quantitative predictions for solar-like mode asymmetry, and to directly relate the observed asymmetries to the underlying properties of turbulence in this region. Applying this formalism to the solar case allowed me to successfully reproduce the observations throughout the entire p-mode spectrum for spectroscopic measurements, as well as in the low-frequency part of the spectrum for photometric measurements. In particular, it led me to the determination of the sign of the asymmetry depending on the stochastic excitation occurring above or beneath the photosphere. It also allowed be to shed a new light upon the issue of asymmetry reversal between the velocity and intensity measurements. In a second part, I interested myself with the modelling of the turbulence/oscillation modelling more generally. I investigated Lagrangian stochastic models of turbulence as an alternative way, compared to more traditional approaches, to model the coupling between turbulent convection and solar-like oscillations. First, a linear perturbative treatment of this class of models led me to establish a wave equation which, by construction, contains a stochastic part representing the impact of turbulence on the modes. This stochastic wave equation includes the effect of turbulence, and therefore the effect of the coupling with oscillations, in a consistent way, while allowing for the introduction of a realistic model of turbulence, taking into account the large range of time and spatial scales characterising stellar turbulent convection. This formalism then allowed me to simultaneously build physically-grounded prescriptions for the driving and damping of the modes, as well as for the modal part of the surface effects. In parallel, I developed a more direct numerical implementation of Lagrangian stochastic models, which allows, in conjunction with my analytical formalism, to explore the impact of the physical parameters of turbulent convection on the observed properties of the solar-like modes. I propose a test case where exact analytical results can be derived, and the close agreement reached between those and numerical results validates this implementation.

Composition du jury
Mme Marianne FAUROBERT, Professeur, Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, Rapporteur du jury
M. Frans SNIK Associate professor, Leiden Observatory, Leiden University, Rapporteur du jury
M. Claude CATALA ,Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Yael NAZé, Chargé de recherche, Université de Liège, Membre du jury
M. Frank BRACHET, Ingénieur, Centre National d’Etude Spatiale, Membre du jury
Mme Coralie NEINER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Martin PERTENAIS, Ingénieu,r Deutsches Zentrum fu ̈r Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR), CoDirecteur de these

Résumé :
Plusieurs projets de missions spatiales, tels que LUVOIR, Arago, PolStar ou CASSTOR, prévoient l’utilisation d’un spectropolarimètre fonctionnant dans le domaine de l’ultra-violet (UV). Parmi les objectifs principaux de ces instruments on trouve l’étude des étoiles et leurs environnements, en particulier leurs champs magnétiques et leurs magnétosphères, ainsi que le milieu interstellaire et les exoplanètes. Cependant, les spectropolarimètres haute résolution fonctionnant sur une large gamme spectrale n’existent que sur des instruments sur Terre et dans le domaine du visible ou de l’infrarouge. Le travail réalisé au cours de cette thèse vise à étudier des prototypes de polarimètres afin de les concevoir et de les optimiser sur les longueurs d’onde UV d’intérêt. Plusieurs gammes de longueurs d’onde ont été considérées, en fonction des instruments étudiés, entre 90 et 400 nm. Deux prototypes de polarimètres ont été étudiés : un prototype utilisant des matériaux biréfringents et fonctionnant par transmission et un prototype fonctionnant exclusivement par réflexion. Une méthode d’optimisation a été développée pour maximiser l’efficacité des polarimètres pour les gammes de longueurs d’onde choisies. Enfin, trois expériences ont été mises en place pour tester ces deux prototypes sur le plan optique et thermique. Deux expériences ont été conçues pour tester le polarimètre par transmission. Tout d’abord, il a été testé dans l’UV et sous vide afin de mesurer l’efficacité du prototype dans ses conditions de fonctionnement. Ensuite, il a été soumis à une série de cycles thermiques pour étudier la résistance de l’adhésion moléculaire de ses lames. Enfin, la troisième expérience permet de tester un prototype par réflexion utilisant des miroirs en or. Cette expérience permet également de mesurer les propriétés polarimétriques de certains matériaux pressentis pour de tels polarimètres par réflexion et ainsi mieux simuler les polarimètres étudiés. Les méthodes utilisées pour l’étude et la conception des polarimètres ainsi que les expériences réalisées et leurs résultats sont présentés dans cette thèse.

Summary :
Several space mission projects, such as LUVOIR, Arago, PolStar or CASSTOR, plan to use a spectropolarimeter operating in the ultraviolet (UV) range. Among the main goals of these instruments is the study of stars and their environment, in particular their magnetic fields and magnetospheres, as well as the interstellar medium and exoplanets. However, high-resolution spectropolarimeters operating over a wide spectral range only exist on instruments on Earth and in the visible or infrared ranges. The work carried out in this thesis aims at studying prototype polarimeters in order to design and optimize them over the wavelengths of interest. Several wavelength ranges were considered, depending on the studied instruments, between 90 and 400 nm. Two prototypes were studied : one using birefringent materials and operating by transmission, and one operating exclusively by reflection. An optimization method was developed to maximize the efficiency of the polarimeters for the chosen wavelength ranges. Finally, three experiments were set up to test these two prototypes optically and thermally. Two experiments were designed to test the transmission polarimeter. First, it was tested in the UV and in vacuum in order to measure the polarimetric efficiencies of the prototype under its operating conditions. Then, it underwent a series of thermal cycles to study the resistance of molecular adhesion of its plates. Finally, the third experiment tests a prototype by reflection using gold mirrors. This experiment also allows to measure the polarimetric properties of some materials foreseen for such polarimeters and thus better simulate the studied polarimeters. The methods used to optimize and design the polarimeters as well as the experiments carried out and their results are presented in this thesis.

Composition du jury
M. Christian BIZOUARD, Observatoire de Paris, Directeur de thèse
M. Christophe LE PONCIN-LAFITTE, Observatoire de Paris, Examinateur
Mme Véronique DEHANT, Observatoire Royal de Belgique, Rapporteure
M. Jérôme VERDUN, École Supérieure des Géomètres et Topographes, Rapporteur
Mme Joëlle NICOLAS-DUROY, École Supérieure des Géomètres et Topographes, Examinatrice
M. Felix PEROSANZ, CNES, Examinateur
M. David COULOT, IPGP, Invité
M. Sébastien LAMBERT, Observatoire de Paris, Invité

Résumé :
Cette thèse porte sur l’apport de l’interférométrie à très longue base (VLBI) à la détermination de références géodésiques de haute qualité. Ces travaux s’intègrent au projet GEODESIE (GEOdetic Data assimilation and EStimation of references for climate change InvEstigation) qui a pour but de collecter toutes les données de géodésie spatiale existantes et d’en effectuer la combinaison directe afin de calculer des repères de référence de haute qualité en vue d’une meilleure détermination des paramètres caractérisant le changement climatique, comme l’élévation du niveau moyen des mers. La première partie de cette thèse consiste à mettre à jour la chaîne de traitement des observations VLBI en complétant les modèles de propagation dans l’atmosphère ou en implémentant les modèles de déformation des stations les plus précis. Cette chaîne améliorée a dans un premier temps été utilisée sur un important jeu de données VLBI historiques, et nous avons comparé les résultats avec ceux donnés par plusieurs des centres d’analyse de l’IVS. Elle nous a ensuite permis de simuler l’effet de l’ajout d’une antenne VLBI sur l’île de Tahiti sur les paramètres astrogéodésiques. La deuxième partie est consacrée à l’intégration de la technique VLBI dans la nouvelle méthode de combinaison directe fondée sur un filtrage de Kalman mise en œuvre dans le projet GEODESIE : déterminer le modèle d’évolution stochastique des différents paramètres liés au VLBI, et optimiser la sélection du sous-réseau de quasars définissant le repère céleste du projet. Enfin, cette thèse traite le problème des liens spatiaux entre la technique VLBI et les autres techniques de géodésie spatiale, par observation VLBI de satellites GNSS (mesures hybrides VLBI/GNSS) ou par la conception de satellites multitechniques comme GRASP.

Composition du jury
Mme Micaela OERTEL, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Jérôme MARGUERON ,Directeur de recherche , Institut de physique des deux infinis de Lyon , Rapporteur du jury
M. Jose PONS ,Full professor , University of Alicante, Rapporteur du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN ,Professeur, Sorbonne Université , Membre du jury
M. Armen SEDRAKIAN, Full professor, Frankfurt Institute for Advanced Studies, Membre du jury
M. Jérôme GUILET ,Ingénieur-Chercheur, CEA-Saclay, Membre du jury
M. Nicolas CHAMEL, Maître de recherche , Université Libre de Bruxelles, Membre du jury
Mme Anthea FANTINA ,Chargé de recherche, Grand Accélérateur National d’Ions Lourds (GANIL) , Membre du jury

Résumé :
Si les principaux aspects du mécanisme des supernovas a effondrement de cœur sont aujourd’hui compris, des détails importants sur la microphysiques restent sujets à beaucoup d’incertitudes. En particulier, les neutrinos jouent un rôle clé dans le mécanisme mais les taux d’interactions entre les neutrinos et la matière dense sont encore assez peu compris. Dans cette thèse nous présentons un nouveau code d’évolution des proto-étoiles à neutrons, et l’utilisons avec le code de simulation de supernova à effondrement de cœur CoCoNuT pour étudier l’influence des incertitudes sur les taux de réaction des neutrinos. Les effets convectifs, qui jouent un rôle majeur dans l’évolution des proto-étoiles à neutrons, ont été pris en compte avec la théorie de la longueur de mélange.

Summary  :
If the main features of the core-collapse supernova mechanism are now understood, some important details about the microphysics are still subject to a lot of uncertainties. In particular, neutrinos are playing a key role in the core-collapse mechanism but interactions rates between neutrinos and dense matter are still poorly understood. In this thesis we present a new code for proto-neutron star evolution, and we use it together with the CoCoNuT core-collapse code to study the influence of the uncertainties on neutrino reaction rates. Convective effects, which plays a crucial role in proto-neutron stars evolution, have been taken into account with the mixing length theory.

Composition du jury
M. Michel PERAULT, DR1, Ecole normale supérieure, Directeur de these
Mme Rosine LALLEMENT, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, GEPI , Membre du jury
M. Marc-Antoine MIVILLE-DESCHËNES, Directeur de recherche, CEA-Saclay, Membre du jury
Mme Chiara FERRARI, Astronome, Observatoire de la côté d’Azur, Membre du jury
Mme cécile GRY, Astronome, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM), Pôle de l’Étoile, Rapporteur du jury
M. Pierre HILY-BLANT, Maître de conférences, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Université Grenoble Alpes, Rapporteur du jury

Résumé :
Le milieu interstellaire local (MIS) est un système ouvert et complexe, gouverné par les effets combinés de la turbulence, du champ magnétique, de la gravité, et des photons ultraviolets. La quantité croissante de données collectées par les spectromètres de longueurs d’onde radio à l’ultraviolet (UV) ouvre une nouvelle ère où les informations statistiques et chimiques contenues dans les observations peuvent être utilisées de manière concomitante afin de comprendre les rôles spécifiques de ces différents réservoirs d’énergie. Cette thèse vise à comprendre les processus physiques régissant l’évolution du MIS diffus local et sa composition chimique 3D. Pour quantifier les impacts de la densité moyenne, du champ de rayonnement UV, de l’échelle intégrale, de la résolution, du forçage turbulent, du champ magnétique et de la gravité sur les observables, nous avons utilisé des simulations MHD de pointe. L’abundance de l’hydrogène moléculaire est calculée hors équilibre dans la simulation, et un solveur chimique est appliqué en post-traitement pour calculer les abondances chimiques d’autres espèces. Pour comparer les résultats des simulations aux observations, nous proposons une nouvelle version du test de Kolmogorov-Smirnov qui est un outil précieux pour estimer la distance entre deux distributions de probabilité. L’originalité de ce travail est de se concentrer non seulement sur la simulation de grands échantillons de densités de colonne individuelles mais aussi sur leur statistique, c’est-à-dire les probabilités d’occurrence de ces densités de colonne le long de lignes de visée aléatoires. Dans ce travail, nous nous concentrons sur trois observables chimiques : H$_2$, CH$^+$ et CI. Nous constatons que la transition de l’hydrogène atomique à l’hydrogène moléculaire dépend fortement de la densité du plan médian galactique, de la densité des étoiles OB et de l’échelle des nuages diffus neutres. Ces paramètres affectent grandement la distribution des densités de colonne de CH$^+$ qui dépendent également de l’amplitude du forçage turbulent. Si l’action conjointe de l’instabilité thermique et de la turbulence peut reproduire les densités de colonne observées de H, H$_2$ et CH$^+$, elle n’est pas en mesure de reproduire les observations des populations des niveaux de structure fine du carbone neutre. L’approche pour comparer les simulations et les observations présentée dans cette thèse utilise deux observables mais peut être étendue à N dimensions, en utilisant plusieurs observables simultanément.

Summary  :
The local interstellar medium (ISM) is an open and complex system, driven by the combined effects of turbulence, magnetic field, gravity, and ultraviolet photons. The rising amount of data collected by spectrometers from radio to ultraviolet (UV) wavelengths opens a new era where the statistical and chemical information contained in the observations can be used concomitantly to understand the specific role of each of these energy inputs. This Ph.D. aims to understand the physical processes governing the evolution of the local diffuse ISM and its 3D chemical composition. To quantify the impacts of the mean density, the UV radiation field, the integral scale, the resolution, the turbulent forcing, the magnetic field, and the gravity on the observables, we used state-of-the-art MHD simulations. The molecular hydrogen abundance is computed on-the-fly in the simulation, and a chemical solver is applied in post-processing to compute the chemical abundances of other species. To compare the results of the simulations to the observational sample, we propose a new version of the Kolmogorov-Smirnov test which is a valuable tool for estimating the distance between two probability distribution functions. The original feature of this work is to not only focus on the simulation of large samples of individual column densities but also on their statistics, meaning the probabilities of occurrence of these column densities along random lines of sight. In this work, we focus on three chemical observables : H$_2$, CH$^+$, and CI. We find that the transition from atomic to molecular hydrogen strongly depends on the Galactic midplane density, the density of OB stars, and the scale of neutral diffuse clouds. These parameters greatly affect the distribution of column densities of CH$^+$ which also depends on the strength of the turbulent forcing. While the joint action of the thermal instability and the turbulence can reproduce the observed column densities of H, H$_2$, and CH$^+$, it is unable to reproduce the observations of the fine-structure level populations of neutral carbon. The approach to compare simulations and observations presented in this Ph.D. uses two observables but it can be extended to N-dimensions, using multiple observables simultaneously.

Composition du jury
M. Andrea CATTANEO, MCF, Observatoire de Paris - LERMA, Directeur de thèse
Mme Françoise COMBES, Professeur Collège de France et Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Jérémy BLAIZOT, Astronome adjoint, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Membre du jury
M. Nicolas PRANTZOS ,Directeur de recherche, Institut d’ Astrophysique de Paris, Membre du jury
M. Samuel BOISSIER ,Directeur de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille , Rapporteur du jury
M. Alessandro BOSELLI, Directeur de recherche, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille , Rapporteur du jury

Résumé :
La bimodalité des galaxies est une caractéristique fondamentale de l’Univers, qui se manifeste dans la corrélation entre plusieurs propriétés. Les galaxies avec formation stellaire sont des spirales bleues à faible métallicité. Les galaxies passives sont des elliptiques rouges avec des métallicités beaucoup plus importantes. Les observations montrent que l’appartenance à une catégorie ou l’autre est liée à la masse et l’environnement d’une galaxie, mais les mécanismes physiques qui produisent la bimodalité restent un sujet de débat. Dans cette thèse, j’ai utilisé le modèle semi-analytique GalICS pour étudier les différents mécanismes qui peuvent arrêter la formation stellaire dans les galaxies et leurs effets sur les propriétés d’observation de la population galactique. Pour cela, j’ai développé dans GalICS un modèle détaillé de l’évolution chimique, qui prend en compte les abondances de plusieurs éléments et qui, couplé à un modèle d’évolution spectrale et à un modèle de poussières, permet de prédire les magnitudes et les couleurs des galaxies. Dans la première partie de la thèse, j’ai étudié comment les effets d’environnement contribuent à l’évolution chimique des galaxies satellites. L’étranglement est le processus par lequel le balayage par la pression dynamique du milieu intra-amas dans les amas de galaxies enlève le halo de gaz chaud qui entoure une galaxie satellite. La disparition de ce réservoir entraîne la fin de l’alimentation de la galaxie en gaz par l’environnement. Les galaxies étranglées peuvent atteindre des métallicités très élevées parce que leur milieu interstellaire n’est pas dilué par l’afflux de gaz de faible metallicité. Cependant, je trouve que, même si l’étranglement commence dès qu’une galaxie rentre dans un groupe ou un amas, cela ne suffit pas à expliquer la fraction de galaxies passifs dans la population des galaxies satellites. D’autres mécanismes plus forts, tels que la pression dynamique ou les marées sont nécessaires. Ces mécanismes compromettent pourtant les chances des satellites passives d’atteindre les metallicités observées. Les sursauts de formation stellaire induits par la la pression dynamique ou les marées constituent une manière grâce à laquelle les galaxies peuvent consommer tout leur gaz et atteindre en même temps des metallicités stellaires élevées. Dans la deuxième partie de la thèse, j’ai affronté le problème du rôle des trous noirs supermassifs dans la formation de la population de galaxies rouges massives. Mes résultats sont cohérents avec un scénario évolutif dans lequel la rétroaction du trou noir central devient importante lorsque l’énergie déposée par le trou noir dans le gaz environnant est égale à quatre fois son énergie de liaison gravitationnelle. Passé ce seuil, tout gaz froid dans le milieu intergalactique et circumgalactique est éjecté (ou converti en étoiles dans une flambée de formation stellaire pour le premier), et le gaz chaud environnant est amené à très haute entropie, de sorte que son temps de refroidissement devient très long. Mon travail montre que ce scénario est capable d’expliquer simultanément : 1) la fonction de masse des galaxies ainsi bien que son évolution au cours du temps cosmique, 2) les aspects fondamentaux de la distribution du taux de formation stellaire spécifique et la fraction de galaxies passives en fonction de la masse stellaire, 3) la composition morphologique de la population galactique, 4) la relation entre la masse du trou noir et la masse stellaire pour différents types morphologiques, et 5) la relation entre formation stellaire et morphologie.

Summary :
One of the key components of our Universe is the observed bimodality in the distribution of galaxies, expressed as a pronounced correlation among star formation activity, galaxy morphology, optical color and metallicity. While star-forming galaxies exhibit disc-like morphologies, blue colors and lower metallicities, quiescent galaxies display elliptical morphologies, red colors and high metallicities. Observations have shown that the suppression of star formation (quenching) is a strong function of both galaxy mass and the environment. Yet, the mechanisms involved are still hotly debated. In this thesis, I have used the GalICS semi-analytic model of galaxy formation and evolution to investigate different quenching mechanisms and their observable signatures in the galaxy population. To this end, I have implemented in GalICS a detailed model of chemical enrichment, which predicts the evolution of several elemental abundances, as well as a spectrophotometric model coupled with a dust extinction model to enable the prediction of magnitudes and colours. In the first part of the thesis, I study how environmental processes contribute to the quenching and chemical enrichment of satellite galaxies. Strangulation, i.e. the halt of gas accretion onto satellites, refers to the efficient removal of the hot gas reservoirs of satellite galaxies by the ram-pressure exerted on them as they fall inside massive haloes. Galaxies evolving under strangulation can reach higher stellar metallicities, since their star-forming gas is not diluted by inflows of metal-poor gas. However, I find that even if strangulation begins at the time of entry in a group or cluster, strangulation is not sufficient to reproduce the observed passive fractions of satellites. Stronger quenching mechanisms, such as ram-pressure or tidal stripping of the cold gas within galaxies, are required, but these compromise the chances for passive satellites to enrich to the observed metallicities. Bursts of star formation induced by ram-pressure or tidal interactions provide a channel through which satellite galaxies can simultaneously exhaust their gas reservoirs and reach high stellar metallicities. In the second part, I address the role of feedback from supermassive black holes in the buildup of the passive population at high masses. My results are consistent with an evolutionary scenario in which black-hole feedback becomes important by the time the central black hole has deposited into the surrounding gas an energy equal to about four times its gravitational binding energy. Once that happens, all the cold gas in the interstellar medium or the circumgalactic medium is blown out or converted into stars through a starburst in the case of the former, while the hot gas is brought to a high-entropy state, so that its cooling time becomes very long. My work shows that this scenario can simultaneously explain : 1) the galaxy stellar mass function and its evolution with cosmic time, 2) the key features of the distribution of specific star-formation rate and the fraction of passive galaxies as a function of stellar mass, 3) the morphological makeup of the galaxy population, 4) the relation between black-hole and stellar mass for different morphological types, and 5) the relation between star formation and morphology.