Archives des soutenances 2022

Composition du jury

M. Sébastien BIZE, Directeur de recherche, LNE-SYRTE, Directeur de these
M. Andrea BERTOLDI, Ingénieur de recherche, LP2N, Rapporteur du jury
M. François BONDU, Directeur de recherche, Institut Foton (UMR 6082 / CNRS - Univ Rennes - INSA), Rapporteur du jury
M. Clément LACROUTE, Chargé de recherche, FEMTO-ST, Membre du jury
Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur des universités, Observatoire de Paris - Sorbonne Université, Membre du jury

Résumé :
Le LNE-SYRTE développe actuellement des horloges à réseau optique. Ces horloges consistent en un ensemble de quelques dizaines de milliers d’atomes ultrafroids confinés dans un réseau optique, dont une transition étroite, la transition d’horloge, est utilisée pour asservir la fréquence d’un laser ultra stable. Les performances des horloges optiques trouvent des applications aussi bien en métrologie temps-fréquences, qu’en géodésie chronométrique, ou encore qu’en physique fondamentale. Deux horloges à réseaux optiques strontium sont opérationnelles au SYRTE, et présentent une instabilité de 7e-16 à 1 seconde, et une inexactitude fractionnaire de 1.4e-17. La fiabilité de ces instruments permet des campagnes métrologiques longues et régulières, qui ont notamment permis de confirmer leur performance lors de campagnes internationales. Cette thèse propose une description des horloges, et de leurs améliorations récentes. Un budget d’exactitude révisé est présenté, ainsi que des travaux contribuant à réduire l’inexactitude de certains effets systématiques au niveau de 1e-18 : Une étude du déplacement lumineux de la transition d’horloge est proposée, et accompagnée d’un protocole permettant de s’affranchir de sa dépendance avec la température des atomes interrogés. On présente également l’assemblage d’une nouvelle enceinte ultra-haut vide, devant réduire l’inhomogénéité du rayonnement thermique reçu par les atomes, principale contribution à l’inexactitude. De nombreux résultats de comparaisons des horloges strontium, locales et internationales, par liens fibrés et par satellites, contre des horloges micro-ondes et optiques sont également décrites. Y figurent la première contribution au pilotage du Temps Atomique Internationale (TAI) en temps réel.

Summary  :
LNE-SYRTE is currently developing optical lattice clocks. These clocks consist of a set of tens of thousands of ultra-cold atoms confined in an optical lattice, of which a narrow transition, the clock transition, is used to control the frequency of an ultra stable laser. The performances of optical clocks find applications in time-frequency metrology, in geodesy chronometry, or in fundamental physics. Two strontium optical lattice clocks are operational at SYRTE, and present an instability of 7e-16 at 1 second, and a fractional inaccuracy of 1.4e-17. The reliability of these instruments allows long and regular metrological campaigns, which have confirmed their performance during international campaigns. This thesis proposes a description of the clocks, and their recent improvements. A revised accuracy budget is presented, as well as work contributing to reduce the inaccuracy of some systematic effects at the level of 1e-18 : A study of the light shift of the clock transition is proposed, and accompanied by a protocol allowing to get rid of its dependence with the temperature of the interrogated atoms. The assembly of a new ultra-high vacuum chamber is also presented, in order to reduce the inhomogeneity of the thermal radiation received by the atoms, main contribution of inaccuracy. Numerous results of comparisons of strontium clocks, local and international, by fiber links and satellites, against microwave and optical clocks are also described. It includes the first contributions to the steering of the International Atomic Time (TAI) in real time.

Composition du jury
M. Faouzi BOUSSAHA, Ingénieur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Marie POIRIER-QUINOT, Professeur des universités, BioMaps, Université Paris-Saclay, Membre du jury
Mme Martina WIEDNER, Directeur de recherche, LERMA Observatoire de Paris, Membre du jury
M. François PAJOT, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Membre du jury
M. Boon-Kok TAN, Chargé de recherche, Physics Department, Oxford University, Membre du jury
M. Andrea CATALANO, Chargé de recherche, Laboratoire de Physique Subatomique et Cosmologie (LPSC), Rapporteur du jury
M. Javier BRIATICO, Directeur de recherche, Thales-CNRS - Université de Paris Saclay, Rapporteur du jury
M. Piercarlo BONIFACIO, Directeur de recherche, GEPI, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these

Résumé :
Les détecteurs à inductance cinétique (MKIDs) sont des résonateurs LC à haut facteur de qualité faits à partir de couches minces supraconductrices. Ils peuvent simultanément déterminer le temps d’arrivée de chaque photon en mesurant leur énergie sans optique supplémentaire. Grâce au pouvoir de multiplexage des MKIDs qui permet de facilement réaliser des matrices de plusieurs kilopixels, cette technologie est au centre de l’attention pour les nouvelles applications en astronomie. Parmi eux se trouve l’instrument SpectroPhotometric Imaging for Astronomy with Kinetic Inductance Detectors (SPIAKID), projet du GEPI à l’Observatoire de Paris. Nous utilisons la technologie MKID pour construire un spectrophotomètre composé de 20 000 pixels qui sera déployé sur le New Technology Telescope (NTT) de 3.6m au Chili à l’horizon 2025. SPIAKID s’intéressera à la population stellaire des galaxies naines ultra faibles du Groupe Local pour mieux comprendre la formation des galaxies ainsi que la matière noire. Nous présenterons dans ce travail de thèse un design novateur pour améliorer le couplage optique entre les photons incidents et la partie sensible du détecteur.

Summary  :
Microwave Kinetic Inductance Detectors (MKIDs) are superconductive thin films LC resonators with high quality factors. They can simultaneously record single-photon events and measure their energy without any added optics. Combined with the ease of multiplexing thousands of pixels into a large array, MKIDs are now at the heart of current and upcoming ground-based astronomy applications. Among them is the SpectroPhotometric Imaging for Astronomy with Kinetic Inductance Detectors (SPIAKID) project at Paris Observatory. We are using MKID technology to build a 20,000 pixels spectrophotometer that will be deployed in 2025 on the 3.6m New Technology Telescope (NTT) in Chile. SPIAKID aims to study the population and metallicity of stars in Ultra Faint Dwarf (UFD) galaxies in the Local group to have a better understanding of galaxy formation and evolution. We will present an original design intended to improve the optical coupling between incident photons and the absorber part of the detector.

Composition du jury
Mme Sonia FORNASIER, Maître de conférences, Université Paris Cité, Directeur de these
M. Paolo TANGA, Astronome, Observatoire de la Côte d’Azur (OCA), Rapporteur du jury
Mme Aurélie GUILBERT-LEPOUTRE, Chargé de recherche, Laboratoire de Géologie de Lyon, Terre, Planètes, Environnement (LGL-TPE), Rapporteur du jury
M. Pierre BECK, Professeur des universités, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Membre du jury
Mme Cécile FERRARI, Professeur des universités, Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP), Membre du jury
M. Daniel HESTROFFER, Astronome, Observatoire de Paris - Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides (IMCCE), Membre du jury

Résumé :

L’objectif de ma thèse est d’étudier les astéroïdes les plus anciens de la ceinture principale dans le but de contraindre le gradient de composition dans le Système Solaire primordial. J’ai mené plusieurs campagnes d’observations afin d’étudier spectroscopiquement les astéroïdes et les familles d’astéroïdes anciens sur l’ensemble de la ceinture principale. Au total, j’ai acquis 92 nouveaux spectres en utilisant les télescopes 1,82 m Copernico, LDT et TNG. Par la suite, j’ai complété l’étude des astéroïdes anciens en utilisant le catalogue spectral de la mission Gaia et des spectres disponibles en littérature. Tout d’abord, mes travaux se sont portés sur l’étude des astéroïdes primitifs de la région interne de la ceinture principale. L’équipe de dynamiciens a identifié des objets comme étant des vestiges des planétésimaux, restés presque intacts depuis leur formation. Mes résultats montrent que ces astéroïdes, bien que dominés par le type S comme attendu, ont une proportion importante de planétésimaux carbonés, présentant des minéraux hydratés produits par l’action de l’eau liquide. Ce résultat implique que ce type d’objets se sont formés au-delà de la ligne des glace et ont été implantés dans la région interne de la ceinture principale. De plus, trois planétésimaux de type D/T sont observés. Ces objets, riches en composés organiques, se seraient formés dans le Système Solaire externe puis implantés dans cette région de la ceinture principale. Ces deux résultats indiquent qu’il y a eut un brassage important des petits corps suite aux migrations planétaires. Mes travaux dans la ceinture principale se sont poursuivis avec l’étude d’une famille silicatée récemment identifié et dont l’âge est estimée à environ 4,5 milliards d’années. À partir d’une liste de membres potentiels, fournie par l’équipe de l’observatoire de la Côte d’Azur, j’ai effectué des études spectroscopiques qui ont permis de caractériser la composition de ces objets et notamment d’identifier et éliminer les intrus de la liste. J’observe ainsi que la famille est dominée, à 73 %, par des objets silicatés avec une minorité d’astéroïdes de type X et V. Par la suite, j’ai étudié les régions centrales et externes de la ceinture principale. J’ai travaillé sur la famille d’Itha qui a un âge inférieur à 1,5 milliard d’années. À travers une étude dynamique, mes observations et des données en littérature, j’ai pu affiner la liste des membres appartenant à Itha, en excluant des intrus et en considérant l’appartenance de certains objets en arrière-plan de cette famille. Ainsi, Itha est une famille dominée par des astéroïdes possédant une minéralogie combinant des objets silicatés et des objets appartenant au type L. Sur la base des résultats obtenus avec les planétésimaux de la ceinture interne, j’ai effectué des études comparatives entre ces derniers et les astéroïdes ayant un diamètre de plus de 50 km localisés dans le régions centrales et externes de la ceinture principale. J’observe que la région interne de la ceinture possède majoritairement des planétésimaux silicatés tandis que la région externe est dominées par les astéroïdes carbonés et ceux appartenant au groupe X. La région centrale présente, quant à elle, une plus grande variété de classe taxonomique. J’ai contribué à l’étude de deux familles anciennes, Athor et Zita, en fournissant des spectres de certains de leur membres. Ces familles possèdent une majorité de membres du groupe X. Des études sur les pentes spectrales ont montré que la famille d’Athor serait à l’origine des météorites à enstatites EL. J’ai également contribué à l’étude de l’astéroïde (223) Rosa, candidat potentiel à un survol de la sonde JUICE en 2029.

Summary :
The aim of my PhD is to study primitive asteroids of the Main Belt, in order to constrain the compositional gradient of the primordial Solar System. I carried out several observations campaigns in order to spectroscopically study ancient asteroids and families located in the entire Main Belt. I acquired a total of 92 new spectra using the 1.82 m Copernico, LDT, and TNG telescopes. I completed the study of ancient asteroids with the spectral Gaia’s database and spectra published in the literature. First, my works focused on the studies of primitive asteroids located in the inner Main Belt. The team of the Observatoire de la Côte d’Azur identified objects that are remnants of planetesimals, almost intact since their formation. My results show that these asteroids, although dominated by the S-complex as expected, have a significant proportion of carbonaceous objects, showing hydrated minerals produced by the action of liquid water. This result implies that these objects were formed beyond the snow line and were implanted in the inner Main Belt. Moreover, I observe three planetesimals that belong to the D/T type. These organic-rich objects have therefore been formed in the outer Solar System and then implanted in this region as well. These two results indicate that there was an important mixing of the small bodies after planetary migrations. I also studied a primordial S-type family aged around 4.5 Gyr. Based on a list of potential members, provided by the team of Observatoire de la Côte d’Azur, I performed spectroscopic analysis that allow me to characterize the composition of these objects, and, in particular, to identify and exclude interlopers from that list. Thus, I determine that the family is dominated, with 73 %, by silicate objects, with a small amount of X- and V-type. Then, I studied the central and outer Main Belt. I worked on Itha’s family, which has an age lower than 1.5 Gyr. Thanks to dynamical and spectroscopic studies, I was able to refine the member’s list, by excluding interlopers and adding background objects. Therefore, Itha is composed mainly of S-complex and L-type asteroids. On the basis of inner Main Belt planetesimals results, I performed comparison studies between the latter and central and outer Main Belt asteroids that have a diameter greater than 50 km. I observe that the inner Main Belt contains mainly S-complex planetesimals while the outer Main Belt is composed of carbonaceous and X-complex asteroids. The central Main Belt is composed of a wide variety of taxonomic classes. In addition, I contributed to the study of two 3 Gyr-old families, named Athor and Zita, by providing spectra of some members. These families are dominated by X-complex asteroids. Spectral studies showed the Athor family could be a source of enstatite meteorites EL. I also participated in the study of (223) Rosa, a potential candidate to a JUICE fly-by on 2029.

Composition du jury
Mme Karine ISSAUTIER, Directeur de recherche, CNRS, Observatoire de Paris, LESIA, Directeur de these
M. Dusan ONIC, Assistant professor, Faculty of Mathematics, University of Belgrade, Serbia, Directeur de these
Mme Laurence REZEAU, Professeur, Professeur, Sorbonne Université, LPP, PSL, Ecole Polytechnique, Membre du jury
M. Herve LAMY, Senior Scientist, Belgian Institute for Space Aeronomy IASB/BIRA, Rapporteur du jury
M. Christian MAZELLE, Directeur de recherche, IRAP, Rapporteur du jury
M. Marko STALEVSKI, Assistant Research Professor, Astronomical Observatory - Belgrade, Serbia, Membre du jury
M. Vladimir ZEKOVIC, Assistant Research Professor, University of Belgrade Faculty of Mathematics, Princeton University Department of Astrophysical Sciences,

Résumé :
Les grains de poussière interplanétaires contiennent des informations importantes sur le système solaire. L’analyse de ces particules est un aspect important de l’étude de l’héliosphère. Depuis les années 1980, les impacts de poussières sont observés à l’aide d’instruments radio et à ondes embarqués à bord de sondes spatiales. L’interaction entre le nuage de plasma généré par l’impact de poussières et les éléments du système antenne-sonde spatiale génère la forme d’onde du signal. Le présent travail se concentre sur la détection et l’interprétation des observations de poussières à partir d’instruments radio à bord de divers sondes en orbite à 1 AU. Dans la première partie de la thèse, nous avons développé un modèle qui lie les signaux électriques observés aux propriétés d’impact des poussières. Nous proposons un nouveau modèle qui prend en compte les effets d’impact - ionisation - collection de charges et d’influence électrostatique. Il s’agit d’une expression analytique de l’impulsion. Elle nous permet de mesurer la quantité de la charge ionique totale, la fraction de la charge qui s’échappe, l’échelle du temps de montée et l’échelle du temps de relaxation. Le modèle proposé est simple et pratique pour l’ajustement à un grand jeux de données. Pour valider le modèle, nous utilisons le sous-système Time Domain Sampler (TDS) de l’instrument STEREO/WAVES, qui génère des séries temporelles d’impulsions de la tension à haute cadence pour chaque monopole. Nous avons collecté tous les événements de poussière détectés par S/WAVES/TDS simultanément sur les trois monopoles à 1 AU depuis le début de la mission STEREO en 2007. Notre étude confirme que le temps de montée dépasse largement la courte échelle de temps de collecte des électrons par la sonde. Outre la dynamique des électrons, nous avons également obtenu des résultats nouveaux concernant la température des électrons du nuage. Le modèle présenté constitue un outil efficace pour analyser les formes d’onde de la poussière et est applicable à différentes missions spatiales qui étudient la distribution des particules de poussière, par exemple sur Solar Orbiter et Parker Solar Probe. Dans la deuxième partie de la thèse, nous ètudions la poussière interstellaire (ISD). La poussière interplanétaire et la poussière inter- stellaire sont les deux principales populations de poussière à 1AU. L’objectif de cette partie est d’analyser les jeux de données pour la poussière interstellaire collectés par les sondes STEREO et Wind, sur une grande échelle de temps, dès le début des missions. Entre 2007 et 2012, au moment du minimum solaire avec un dipôle solaire pointant vers le sud, les trois sondes ont enregistré un flux ISD à 1 AU, mais avant et après cette période, la disparition de la composante interstellaire est notable. La disparition d’impacts suggère que le flux de poussière interstellaire observé varie avec le cycle solaire. Lorsque le champ dipolaire magnétique a changé de polarité au cours du cycle solaire, les grains interstellaires ont subi une focalisation ou une défocalisation. Par conséquent, les grains de poussière sont systématiquement déviés vers - ou loin - du plan de l’équateur magnétique solaire, par le champ magnétique du vent solaire, ce qui affecte la dynamique de la poussière et le flux total de poussière interstellaire dans l’héliosphère interne.

Summary :
Interplanetary dust grains contain important information about the Solar System. Analyzing these particles is an important aspect of the heliosphere study. Dust impacts have been observed using radio and wave instruments onboard the spacecraft since the 1980s. The interaction between the impact-generated plasma cloud and antenna – spacecraft system elements generates the characteristic signal waveform. The present work focuses on the detection and interpretation of the dust generated signals from radio instruments onboard various spacecraft orbiting at 1 AU. In the first part of the thesis, we aim to develop a model which links the observed electric signals to the dust impact properties. We propose a new model which takes into account the effect of impact - ionization charge collection and electrostatic-influence. Our model provides an analytical expression for the pulse. It allows us to measure the amount of total ion charge, the fraction of escaping charge, the rise timescale, and the relaxation timescale. The proposed model is simple and convenient for large data fitting. To validate the model, we use the Time Do- main Sampler (TDS) subsystem of the STEREO/WAVES instrument, which generates high-cadence time series of voltage pulses for each monopole. Since the beginning of the STEREO mission in 2007, we have collected all the dust events detected by S/WAVES/TDS simultaneously on all three monopoles at 1 AU. Our study confirms that the rise time vastly exceeds the spacecraft’s short timescale of electron collection by the spacecraft. Aside from electron dynamics, we also obtained interesting results regarding the cloud’s electron temperature. The presented model provides an effective tool for analyzing dust waveforms, and is applicable for different space missions which investigate the distribution of dust particles, e.g., Solar Orbiter and Parker Solar Probe. In the second part of the thesis, we focus on the interstellar dust (ISD). Interplanetary and interstellar dust are the two main dust populations at 1 AU. Our objective is to search for interstellar dust by analyzing the data sets collected by STEREO and Wind, starting from the beginning of the missions. Between 2007 and 2012, while being at the solar minimum with a solar dipole pointing southward, all three spacecraft recorded ISD flux at 1 AU. However, before and after that period, the disappearance of the interstellar component was noticeable. The observed change of the impact rate suggests that the flux of interstellar dust at 1 AU varies with the solar cycle. Each time the magnetic dipole field changes its polarity during the solar cycle, small interstellar grains experience focusing or defocusing. Consequently, the dust grains are systematically deflected either towards, or away from the solar magnetic equator plane by the solar wind magnetic field which thus affects the dust dynamics and the total interstellar dust flux in the inner heliosphere. Our study provides the first quantitative description of the time variation of ISD flux at 1 AU.

Composition du jury
Mme Sylvie CABRIT, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Bertrand LEFLOCH, Directeur de recherche, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, Rapporteur du jury
M. Lars Egstrøm KRISTENSEN, Associate professor, University of Copenhagen, Membre du jury
M. Alejandro RAGA, Professeur, Institute of Nuclear Sciences - National Autonomous University of Mexico, Membre du jury
Mme Martina WIEDNER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Jean-Marc HURÉ, Professeur, Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Rapporteur du jury

Résumé :
L’efficacité observée dans la formation des étoiles jusqu’au parsec ne dépasse pas quelques pourcents, sans oublier le décalage de la fonction initiale de masse (IMF) à seulement ∼30% de la masse du cœur pré-stellaire initial. Comprendre en détail le processus derrière d’aussi faibles efficacités reste encore à ce jour une question ouverte. En outre, les simulations numériques les plus récentes ont démontré que la turbulence et les champs magnétiques à eux seuls ne peuvent suffire à reproduire de telles valeurs. Elles montrent que la rétroaction des flots protostellaires joue un rôle crucial en perturbant les écoulements d’accrétion, en évacuant la matière des coeurs, et/ou en maintenant la turbulence. Malheureusement, que ce soit en termes de volume de nuage affecté, d’impulsion injectée, de masse entraînée, ou d’impact sur le disque et l’enveloppe en effondrement : l’importance de cette rétroaction dépend fortement de la géométrie sous-jacente du vent protostellaire. Cette dernière reste encore débattue : "vent X grand angle" rapide, vent de disque MHD plus lent, ou jet collimaté ? De toute évidence, afin d’évaluer fiablement l’impact de la rétroaction des flots sur la formation stellaire, il est d’une importance cruciale de déterminer la géométrie de vent la plus réaliste (et/ou les géométries que nous pouvons exclure). Pour apporter une nouvelle contribution quant à cette question, nous présentons des simulations numériques de flots poussés par un jet pulsé collimaté, lancé à travers un cœur pré-stellaire stratifié. Nous comparons nos simulations avec les observations ALMA récentes, ainsi qu’avec les prédictions analogues pour un vent X grand angle. Nos simulations sont les premières à combiner sur une échelle de 0.1 pc la variabilité du jet, la stratification en densité de l’enveloppe et des échelles de temps de 10 000 ans comparables aux flots jeunes observés. Les prédictions de nos simulations en termes de largeur de flot, de diagrammes position-vitesse, et de distribution masse-vitesse, montrent une ressemblance frappante avec les observations ALMA de flots CO tels que HH46/47 et CARMA-7. L’accord est même plus prometteur qu’avec les modèles de flots poussés par un "vent X grand angle". Ces résultats pourraient avoir une implication majeure sur le rôle des flots dans la régulation de la formation stellaire.

Summary  :
A long-standing open question in star formation is the process responsible for its low efficiency on parsec scales (a few %), and for shifting down the Initial Mass Function (IMF) to only ∼30% of the prestellar core mass distribution. The most recent numerical simulations show that neither turbulence nor magnetic fields can, alone, reproduce these low efficiencies, and that feedback by protostellar outflows must play a crucial role by disrupting accretion streams, expelling material from cores, and/or sustaining turbulence. Unfortunately, the magnitude of outflow feedback (affected cloud volume, injected momentum, entrained mass, impact on the disk and infalling envelope) depends strongly on the underlying protostellar wind geometry, which remains uncertain and heavily debated : a fast wide-angle "X-wind”, a slower MHD disk wind, a narrow jet ? Clearly, if we want to reliably assess the role of outflow feedback in star formation, it is of utmost importance to determine which wind geometry is the most realistic (and/or which one can be excluded). As a new contribution towards this goal, we present, for the first time, numerical predictions for outflows driven by a narrow pulsed jet in a stratified prestellar core. We compare our simulations against recent ALMA observations and analogous predictions for a wide-angle X-wind. Our simulations are the first to combine jet variability, ambient density-stratification, and long timescales up to 10 000 yrs (typical of young outflows) on scales up to 0.1 pc. We find that the predicted widths, position-velocity diagrams, and mass-velocity distribution, show striking resemblance with ALMA observations of CO outflows such as HH46/47 and CARMA-7, and in closer agreement than models based on a wide-angle "X-wind". The results obtained in this work could have major implications for the feedback of protostellar outflows on star formation.

Composition du jury
Mme Karine ISSAUTIER, Directeur de recherche, LESIA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Directeur de these
M. Philippe SAVOINI, Professeur, Sorbonne Université & LPP/Ecole Polytechnique, Membre du jury
Mme Viviane PIERRARD, Professeur, Royal Belgian Institute for Space Aeronomy & Université catholique de Louvain, Rapporteur du jury
M. Benoit LAVRAUD, Directeur de recherche, Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Université de Bordeaux, CNRS, Rapporteur du jury
M. Marc PULUPA, Associate Research Physicist, Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley, Membre du jury
M. Yannis ZOUGANELIS, Associate Research Physicist, European Space Agency, Membre du jury

Résumé :
Le transport d’énergie dans la couronne et le vent solaires, qui n’est pas complètement compris, joue un rôle clé dans le chauffage de la couronne et l’accélération du vent. En raison de leur faible masse par rapport aux ions, les électrons dominent l’expansion thermique du vent solaire. Pour dériver leurs propriétés, la technique du bruit quasi-thermique (QTN) est un outil fiable : elle permet d’obtenir des mesures précises des paramètres des électrons dans le vent solaire, en particulier la densité électronique totale, sans aucun étalonnage. La technique QTN permet donc des vérifications croisées en routine pour les détecteurs de particules traditionnels. La sonde solaire Parker Solar Probe (PSP), en cours d’exploitation, dont les distances héliocentriques des périhélies de l’orbite passent de 35.7 rayons solaires (Rs) à 9.86 Rs en l’espace de cinq ans, offre une opportunité inédite d’examiner les propriétés du vent solaire au plus près du Soleil. Tout d’abord, en utilisant les paramètres des électrons obtenus par la technique simplifiée du QTN et les paramètres des protons déduits des "coupes" de Faraday, nous avons étudié le flux d’énergie du vent solaire aussi près du Soleil que 27.8 Rs. Nous avons obtenu une valeur moyenne du flux d’énergie similaire aux résultats précédents basés sur des observations à long terme à de plus grandes distances et à diverses latitudes, ce qui confirme que cette quantité apparaît comme une constante solaire globale. De plus, les distributions normalisées du flux d’énergie sont presque symétriques et bien ajustées par des gaussiennes, ce qui implique des interactions limitées entre le vent solaire et les structures transitoires du plasma dans l’héliosphère interne. Ensuite, nous avons examiné l’évolution radiale de la température totale des électrons (Te), déduite de la technique du QTN en utilisant la partie haute fréquence des spectres radio, avec la distance héliocentrique variant d’environ 13 à 60 Rs. Nous obtenons que Te décroît avec la distance comme R^-0.66, qui est une variation beaucoup plus lente qu’un comportement adiabatique. Le température Te, basée sur les observations PSP, est cohérente avec la prédiction du modèle de vent solaire exosphérique extrapolé à 10 Rs, ainsi qu’aux observations Helios à 0.3 UA et aux observations de Wind à 1 UA, respectivement. De plus, lorsque le vent solaire est plus lent (ou dans un tube de flux avec un flux de masse plus important), les profils radiaux de Te sont plus raides. Une anticorrélation plus prononcée de Vp-Te est observée lorsque le vent solaire est plus lent et plus proche du Soleil. En complément, nous avons créé une base de données de spectres affectés par les ondes de Langmuir et/ou les émissions électromagnétiques, qui peut être utilisée pour une analyse plus approfondie et sera aussi utile pour un ajustement en routine sur la totalité du spectre QTN dans le vent solaire. En plus des propriétés du vent solaire, nous avons étudié un choc interplanétaire (IP) quasi-perpendiculaire supercritique, interagissant avec le pré-choc terrestre. De nouvelles caractéristiques sur les activités des ondes et la dynamique des particules, résultant de l’interaction choc-foreshock, ont été identifiées : (1) Des sursauts d’ondes de Langmuir intenses sont détectées en aval du choc IP, ce qui coïncide avec le fait que les faisceaux d’électrons pénétrant dans le pré-choc terrestre sont accélérés parallèlement au champ magnétique vers l’aval. (2) Le choc IP interagit avec les ondes/fluctuations d’Alfvén en amont, et est associé à un faiseau d’ions réfléchis en giration, d’intensité atypique par rapport à d’autres événements présentant des paramètres de choc similaires. Ces résultats soulèvent des questions et nécessitent des études supplémentaires concernant l’accélération des particules (par exemple par des whistlers précurseurs) et l’interaction choc-ondes d’Alfvén.

Summary :
Heat transport in the solar corona and wind, which is not completely understood, plays a key role in corona heating and wind acceleration. Due to their small mass compared to ions, electrons dominate the thermally driven solar wind expansion. To derive their properties, the Quasi-thermal noise (QTN) technique is a reliable tool : it yields accurate measurements of the electron parameters in the solar wind especially the total electron density without any calibration. The QTN technique thus provides routine cross-checking for traditional particle detectors. The ongoing pioneering Parker Solar Probe (PSP), whose heliocentric distances of orbit perihelia decrease from 35.7 solar radii (Rs) to 9.86 Rs within five years, offers an opportunity to examine the solar wind properties closer to the Sun than previously detected. First, based on electron parameters obtained from the simplified QTN technique and the bulk proton parameters by Faraday Cups, we investigate the solar wind energy flux as close to the Sun as 27.8 Rs. We obtain that the averaged energy flux value is similar to the previous results based on long-term observations at greater distances and various latitudes, which confirms that this quantity appears as a global solar constant. Furthermore, the normalized energy flux distributions are nearly symmetrical and well fitted by Gaussians, implying the limited interactions between the solar wind and transient plasma structures in the inner heliosphere. Then, we examine the radial evolution of the total electron temperature (Te), derived from the QTN technique using the high-frequency part of the radio spectrum, with the heliocentric distance varying from about 13 to 60 Rs. We obtain that Te decreases with the distance as R^-0.66, which is much slower than an adiabatic behavior. The extrapolated Te is consistent with the exospheric solar wind model prediction at around 10 Rs, Helios observations at 0.3 AU, and Wind observations at 1 AU, respectively. Furthermore, when the solar wind is slower (or in flux tube with larger mass flux), the radial Te profiles are steeper. More pronounced anticorrelated (Vp, Te) is observed when the solar wind is slower and closer to the Sun. As a byproduct, we derive a database of spectra affected by bursty Langmuir waves and/or electromagnetic emissions, which will be useful for further analysis and routine full fit on the QTN spectra. In addition to the solar wind properties, we study a supercritical quasi-perpendicular interplanetary (IP) shock interacting with the terrestrial foreshock via Wind observations. Some new features of wave activities and particle dynamics, resulting from the shock-foreshock interaction, are identified : (1) Intensive bursty Langmuir waves are detected downstream of the IP shock, coinciding with that the penetrating terrestrial foreshock electron beams are accelerated parallel to the magnetic field toward downstream. (2) The IP shock is interacting with the upstream Alfvén waves/fluctuations, and associated with atypically intensive beam-like gyrating-reflected ions compared to other events with similar shock parameters. These findings raise questions and trigger further investigations regarding particle acceleration (i.e. through precursor whistlers) and shock-Alfvén-wave interaction.

Composition du jury
M. Piercarlo BONIFACIO, Directeur de recherche , CNRS , Directeur de these
Mme Sophie VAN ECK, Professeur , Université Libre de Bruxelles , Rapporteur du jury
Mme Marcella MARCONI, Directeur de recherche , INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte , Rapporteur du jury
Mme Yveline LEBRETON, Astronome , Observatoire de Paris , Membre du jury
Mme Céline REYLÉ, Astronome , Institut UTINAM , Membre du jury
M. Norbert CHRISTLIEB, Professor , Ruprecht Karls Universität Heidelberg , Membre du jury

Résumé :
Ce travail de thèse présente plusieurs études qui utilisent la spectroscopie à haute résolution pour déterminer les propriétés chimiques des différentes populations stellaires de la Voie Lactée. Le document est structuré comme suit : Le premier chapitre de la thèse, divisée en 3 sections, est une introduction générale à la structure de la Voie lactée et à ses populations stellaires, suivie d’une partie décrivant les différentes méthodes utilisées pour mesurer les abondances chimiques des étoiles. La première section décrit les différents scénarios concernant la structure et la formation de la Voie Lactée, en présentant en particulier les découvertes les plus récentes. La deuxième section introduit les concepts physiques de base nécessaires et les objectifs des études présentes dans ce travail de thèse. La troisième section décrit les méthodes utilisées dans l’analyse des données spectroscopiques. Le deuxième chapitre présente les travaux effectués dans la cadre du projet MINCE. La première étude concerne l’analyse de la composition chimique d’un échantillon d’étoiles géantes jeunes qui ont été découvertes par hasard au cours des premières missions d’observations du projet MINCE. J’ai déterminé les paramètres stellaires, analysé les spectres, mesuré les vitesses de rotation de ces étoiles et comparé les résultats aux modèles théoriques, en reportant tous ces résultats dans un article. La deuxième étude présente les résultats obtenus par l’analyse du premier échantillon d’étoiles propres au projet MINCE. J’ai contribué à l’analyse d’une partie des spectres stellaires de ce tout premier jeu de spectres MINCE. Le troisième chapitre porte sur les résultats d’une analyse faite dans le contexte du projet CERES. La première partie de ce travail présente une détermination détaillée de la composition chimique de l’étoile RAVE J110842.1-715300, dont le but est de savoir si cette étoile provient de l’amas globulaire Omega Centauri. Ma contribution porte sur la détermination des paramètres stellaires de cette étoile. La deuxième étude menée dans le contexte de ce projet CERES est constituée de l’analyse d’un échantillon d’étoiles. J’ai déterminé les paramètres stellaires, calculé les modèles d’atmosphère et les abondances chimiques, et écrit l’article. Le quatrième chapitre porte sur un travail fait dans le contexte du projet "High-speed stars" s’intéressant aux étoiles à grande vitesse transversales héliocentriques (>= 500 km/s). La première étude porte sur le suivi spectroscopique à haute résolution de deux étoiles jeunes et pauvres en métaux de l’échantillon de Caffau et al. (2020), afin de déterminer si ces étoiles sont des "blue stragglers". J’ai obtenu et analysé les spectres UVES de ces deux étoiles. Les résultats ne sont pas encore publiés. La deuxième étude concerne une analyse détaillée de deux étoiles à grande vitesse observées avec le spectrographe HDS au télescope Subaru. Pour cette étude, j’ai déterminé l’abondance du Carbone. Le cinquième chapitre présente les résultats obtenus à partir de l’analyse d’un échantillon d’étoiles sélectionnées au moyen de la photométrie de PRISTINE. La première étude porte sur la détermination de la composition chimique d’un échantillon d’étoiles qui ont pu être enrichies par les éjectae de l’explosion de supernovae à instabilité de paires. Mon travail a consisté à sélectionner les candidats les plus intéressants, puis d’effectuer une mission d’ observation avec le spectrographe SOPHIE à l’Observatoire de le Haute Provence (OHP). La deuxième étude présente les résultats préliminaires de la détermination de la composition chimique d’un échantillon d’étoiles Pristine sélectionnées comme extrêmement pauvres en métaux. Mon travail a porté sur la détermination des paramètres stellaires et le calcul des abondances chimiques. Un article est en préparation. Le sixième chapitre présente les conclusions de ce travail de thèse et apporte quelques reflexions sur les projets à venir.

Summary :
This thesis project presents several studies that are focused on the investigation of the chemical properties of different stellar populations in the Milky Way by means of high-resolution spectroscopy. The thesis is structured as follows : The first chapter is an introduction to the thesis project, and is divided into three sections. The first section describes the structure and formation scenarios of the Milky Way, in particular by referring to the most recent discoveries. The second section introduces the basic concepts and objectives of the studies presented in this thesis work. The third section describes the methods used to analyse the spectroscopic data. The second chapter presents the studies carried out in the context of the MINCE project. The first study is devoted to the chemical analysis of a sample of young giant stars that was serendipitously discovered during the first MINCE observations. My contribution in this work was to derive the stellar parameters, analyse the spectroscopic data, measure the rotational velocities, compare the results with theoretical models and write the paper. The second study presents the results obtained from the analysis of the first sample of MINCE stars. In this work, I contributed to the analysis of some of the stars in the sample. The third chapter presents the results obtained in the context of the CERES project. The first study presents a detailed chemical analysis of the star RAVE J110842.1-715300, with the aim of understanding whether or not it originated in the Omega Centauri globular cluster. My contribution in this study was to derive the stellar parameters of the star. The second study presents the results obtained for the CERES star sample. My contribution was to derive the parameters, compute model atmospheres, measure the chemical abundances, and write the paper. The fourth chapter presents the results obtained in the context of the High-speed stars project. The first study reports the results obtained from the high-resolution follow-up of two young and metal-poor stars in the sample of Caffau et al. (2020), to check whether they are blue stragglers or not. My contribution in this study was to obtain the high-resolution observations with UVES and to analyse the data. These results have not been published yet. The second study presents a detailed analysis of two high-speed stars observed with Subaru. In this study I was involved in the C abundance determination. The fifth chapter presents the results obtained from the chemical analysis of samples of stars selected using the Pristine photometry. The first study presents the chemical analysis of a sample of metal-poor stars that may have been enriched by the explosion of pair instability supernovae. My contribution was to select promising candidates and observe them with the SOPHIE spectrographat Observatoire de le Haute Provence (OHP)in visitor mode. The second study presents the preliminary results obtained from the chemical analysis of a sample of Pristine extremely metal-poor candidates. My contribution in this study was to derive the stellar parameters and the chemical abundances. The paper is in preparation. The sixth chapter concludes the thesis and gathers final reflections and future projects.

Composition du jury
M. Sébastien BIZE, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Francois VERNOTTE, Professeur des universités, Université de Bourgogne Franche Comte, Rapporteur du jury
Mme Pascale DEFRAIGNE, Astronome, ORB, Rapporteur du jury
Mme Cecilia CLIVATI, Chargé de recherche, INRIM, Membre du jury
M. Carlo SIRTORI, Professeur des universités, Ecole Normale Superieure, Membre du jury

Résumé :

Les horloges atomiques sont les outils modernes de la mesure du temps. Depuis la redéfinition de la seconde en 1967 fondée sur l’interrogation d’une transition atomique du Césium 133, les horloges atomiques se sont considérablement améliorées. Cela a conduit à de nombreuses avancées technologiques au cours des 55 dernières années, dont beaucoup nécessitent un transfert précis des signaux de temps et de fréquence, un exemple important étant le système de positionnement global (GPS). Avec les récents progrès des horloges atomiques de dernière génération, dites optique, les moyens traditionnels de diffusion des signaux d’horloge(s) ne sont plus adaptés si on n’accepte pas de ne pas dégrader leurs performances. La mise en oeuvre d’une nouvelle technologie a été développée à cette fin dans plusieurs pays du monde ces dernières années. Elle utilise les fibres optiques comme support pour transférer et comparer les signaux des références de fréquence atomique. Dans cette thèse, j’aborderai la mise en œ uvre d’un réseau de fibres optiques en France. Je discuterai des processus généraux de bruit de ces liaisons par fibre optique, et de leurs limites techniques et fondamentales. Des études approfondies de plusieurs applications d’un réseau de fibres sont présentées. Celles-ci incluent l’évaluation de la contribution de l’incertitude du réseau français de fibres optiques à la comparaison des horloges optiques. Ensuite, je présenterai une études sur l’utilisation de réseaux de fibres pour la détection de phénomènes géophysiques. Cela inclut la détection de l’effet Sagnac dans un lien à fibre déployé dans une topologie en anneau autour de Paris. Ensuite, je montrerai une étude de la détection des tremblements de terre avec le réseau de fibres français, et je discuterai des perspectives d’utilisation d’une telle technologie.

Summary :
Atomic clocks are the modern tools of timekeeping. Ever since the redefinition of the second in 1967 based on an atomic transition of Cesium 133, the atomic clocks have improved drastically. This has lead to many technological advancements the last 55 years, many of which require precise transfer of time and frequency signals, a prominent example being the Global Positioning System (GPS). With the recent advancements of the last generation of state-of-the-art atomic clocks, so called optical clocks, traditional means of disseminating their signals without degrading their performance are no longer adequate. The implementation of a new technology for such purposes has in recent years been implemented in several countries around the world, which utilizes optical fibers as a medium to transfer and compare the signals of the atomic frequency references. In this thesis, I discuss the exploitation of such an optical fiber network in France. I discuss the general noise processes of such fiber links, and their technical and fundamental limits. In-depth studies of several applications of a fiber network is presented. These include the evaluation of the uncertainty contribution of the French fiber network to the comparison of optical clocks. I also show studies of the use of fiber networks for the sensing of effects arising from the Earth. This includes the sensing of the Sagnac effect in a fiber link deployed in a ring topology around Paris, a study of the detection of earthquakes with the French fiber network, and a discussion of the prospects of the use of such a technology.

Composition du jury
M. Philippe ROBUTEL, Directeur de recherche , Observatoire de Paris , Directeur de these
Mme Alessandra CELLETTI, Full professor , Université Rome Tor Vergata , Rapporteur du jury
M. Benoît NOYELLES, Maître de conférences , Institut UTINAM , Rapporteur du jury
M. Adrien LELEU, post-doctorant , Université de Genève , Membre du jury
M. Alexandre Carlos MORGADO CORREIA, Associate professor , CFisUC, Université de Coimbra , CoDirecteur de these
Mme Françoise ROQUES, Astronome , Lesia, Observatoire de Paris , Membre du jury
Mme Anne LEMAîTRE, Full professor , Université de Namur , Membre du jury

Résumé :
Les systèmes planétaires peuvent adopter des configurations remarquables. L’une d’elles, dite co-orbitale, se produit lorsque deux planètes ont la même période orbitale autour de leur étoile, c’est à dire, quand elles sont en résonance de moyen mouvement 1:1. Même au sein de la résonance co-orbitale, de nombreuses trajectoires sont possibles. Les plus simples sont connues depuis le 18ème siècle, comme deux corps co-orbitaux sur des orbites planes et circulaires formant avec leur étoile un triangle équilatéral tournant. Cependant, certaines configurations plus subtiles n’ont été découvertes que récemment. Dans le cas de deux points matériels à faibles excentricités et inclinaisons, les aspects analytiques de la dynamique sont bien compris. Cependant, de grandes excentricités ou inclinaisons sont responsables de changements topologiques dans l’espace des phases, tandis que des corps étendus peuvent engendrer la dissipation de l’énergie mécanique, et la dynamique dans ces cas a encore des zones d’ombre. Aucune des huit planètes du système Solaire ne co-orbitent ensemble le Soleil, bien que des corps co-orbitaux existent dans le système Solaire, soit entre deux objets mineurs (orbitant une planète), soit entre une planète et un objet mineur (orbitant le Soleil). Cette absence de planètes co-orbitales n’est a priori pas la norme dans les systèmes exoplanétaires, puisque les modèles de formation prédisent leur existence. Pourtant, en dépit de milliers de détections d’exoplanètes, aucune paire de planètes co-orbitales n’a été détectée à ce jour. Bien que cela puisse s’expliquer par des biais observationnels, nous montrons dans ce manuscript que les forces de marées sont responsables de la destruction des paires de planètes co-orbitales. Nous construisons un modèle analytique de marées du système plan étoile-planète-planète, basé sur une extension, avec dissipation de marées, du formalisme Hamiltonien. Le modèle fournit une expression analytique précise de la durée de vie de la paire, dépendant des paramètres, et qui permet de prédire quelles exoplanètes déjà découvertes pourraient avoir un compagnon co-orbital non détecté. Les modèles de formation prédisent aussi qu’un nombre important de planètes co-orbitales sont formées au sein d’une chaîne de résonance. Ainsi, nous étendons l’étude précédente au cas où la paire est au sein d’une chaîne de résonance. Plus précisement, nous construisons un modèle Hamiltonien de la chaîne de résonance p:p:p+1 où la paire de co-orbitaux est en résonance de moyen mouvement du premier ordre p:p+1 avec une troisième planète externe, p étant un petit entier. Après comparaison des familles d’équilibres du modèle avec les familles d’orbites quasipériodiques correspondantes dans le système complet, nous ajoutons la dissipation de marées au modèle à l’aide d’un formalisme pseudo-Hamiltonien. Nous montrons que cette chaîne de résonance met en scène une résonance séculaire 1:1 entre la libration de l’angle co-orbital et la précession des péricentres, et en analisant les valeurs propres du système différentiel linéarisé au voisinage des familles d’équilibres, nous montrons comment les marées stabilisent le système aux alentours de cette résonance séculaire, rendant la paire de planètes co-orbitales bien plus stable quand elle est dans la chaîne de résonance p:p:p+1.

Summary  :
Planetary systems can adopt remarkable configurations. One of them, said co-orbital, occurs when two planets share the same orbital period around their star, that is, when they are in a 1:1 mean motion resonance. Even within the co-orbital motion, many trajectories are possible. The simplest ones are known since the 18th century, like two co-orbital bodies on planar and circular orbits forming with the star a rotating equilateral triangle. However, some more subtle configurations were not discovered until recently. In the case of point mass bodies with small eccentricities and inclinations, the analytical features of the dynamics are well understood. However, large eccentricities and inclinations are responsible for topological changes in the phase space, while extended bodies can lead to dissipation of the orbital energy, and the dynamics in these cases still has grey areas. None of the eight planets of the Solar system are in co-orbital motion together, although co-orbital bodies exist in the Solar system, either between two minor objects (orbiting a planet) or between a planet and a minor object (orbiting the Sun). This absence of planet-planet co-orbital motion should not be the norm in exoplanetary systems, as the formation models predict their existence. Nevertheless, despite thousands of exoplanets detection, no pair of co-orbital planets has been detected so far. While this may be in part explained by detection bias, we show in this manuscript that tidal effects are responsible for the disruption of co-orbital pairs of planets. We build an analytical tidal model of the planar system star-planet-planet, based on an extension of the point-mass Hamiltonian formalism with tidal dissipation. The model provides an accurate analytical expression for the lifetime of the pair depending on the parameters, allowing to predict which already discovered exoplanets might have an undetected co-orbital companion. Formation models also predict that a significant number of co-orbital planets are formed within a resonance chain. Therefore, we extend the previous study to the case where the pair is within a resonance chain. More precisely, we build a Hamiltonian model of the resonance chain p:p:p+1 where the co-orbital pair is in a first-order mean motion resonance p:p+1 with an outermost third planet, p being a small integer. After comparing the families of equilibria of the model with the associated families of periodic orbits of the complete system, we add tidal dissipation to the model using a pseudo-Hamiltonian formalism. We show that this resonance chain features a 1:1 secular resonance between the libration of the co-orbital angle and the precession of the pericentres, and by analizing the eigenvalues of the linearized system in the vicinity of the families of equilibria, we show how tides stabilize the system around this secular resonance, making co-orbital pairs of exoplanets much more stable while inside the p:p:p+1 resonance chain.

Composition du jury
Mme Yan DELORME , Observatoire de Paris, Directrice de thèse
M. François PAJOT, IRAP- Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur
Mme Christine LETROU, Télécom SudParis, Rapporteure
M. Patrick MOUNAIX, IMS-Université de Bordeaux, Examinateur
Mme Dominique BOCKELÉE, Lesia-Observatoire de Paris, Examinatrice
M. Jérôme PUECH, CNES-Centre national d’études spatiales, Invité

Résumé :
Les fréquences THz contiennent beaucoup d’informations utiles pour révéler la formation de la galaxie et l’évolution des étoiles. Pour détecter le spectre avec une sensibilité élevée et une très haute résolution, nous devons utiliser un récepteur hétérodyne. Pour les fréquences supérieures à 1 THz, le mélangeur à bolomètre à électrons chauds (HEB) est le meilleur candidat car il a la sensibilité la plus élevée parmi d’autres types de mélangeurs et théoriquement aucune limite de fréquence supérieure. L’une des demandes urgentes pour les futurs télescopes nécessitant des mélangeurs HEB est la construction de réseaux de récepteurs dans le but d’améliorer la cohérence des données acquises et d’augmenter la vitesse de cartographie. Il n’y a actuellement que quelques réseaux de récepteurs avec un petit nombre de pixels fonctionnant au-dessus de 1 THz. Ainsi, cela nécessite encore beaucoup d’investigation. Cette thèse se concentre sur deux aspects principaux. Le premier consiste à étudier l’élément de distribution de l’oscillateur local (OL) pour le réseau de mélangeurs en utilisant un réseau de phase global. Le deuxième est de caractériser l’impédance en fréquence intermédiaire (FI) du mélangeur HEB dans ses conditions de travail. Le premier aspect vise à trouver un moyen efficace de diviser un faisceau OL à quatre faisceaux secondaires pour alimenter une matrice de mélangeur à 1,3 THz. J’ai d’abord simulé et mesuré un diviseur à quatre faisceaux, puis analysé ces données et conclu les travaux de conception. La simulation et la mesure montrent un bon accord. Le deuxième aspect vise à mieux comprendre le mécanisme physique du HEB afin de préparer l’intégration du circuit FI pour la construction du réseau de mélangeurs. Ce travail est réalisé par la combinaison de mesure et de simulation électromagnétique tridimensionnelle du bloc HEB. J’ai extrait l’impédance FI du mélangeur HEB à différents points de polarisation et différents niveaux de pompage OL à température cryogénique.

Composition du jury
M. Andreas ZECH, Maître de conférences, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. José MARIA MARTÍ, Professeur des universités, Université de Valence, Espagne, Rapporteur du jury
M. Julien MALZAC, Chargé de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury
Mme Françoises COMBES, Professeur des universités, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Ivan AGUDO, Ramón y Cajal Researcher, Instituto de Astrofisica de Andalucia-CSIC, Membre du jury
Mme Patrizia ROMANO, Staff Researcher, INAF-IASF Palermo, Membre du jury
M. Alexandre MARCOWITH, Directeur de recherche, Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, Membre du jury
M. Zakaria MELIANI ,Astronome adjoint, Observatoire de Paris

Résumé :
Les noyaux actifs de galaxies (AGN) sont observés sur l’ensemble du spectre électromagnétique, de la bande radio jusqu’au rayonnement gamma de très hautes énergies. Une part importante du flux est émise depuis les jets relativistes qui sont une composante essentielle des AGN. Le rayonnement est non thermique et il peut être expliqué via la présence d’une population de particule relativiste accélérée aux hautes énergies. Les observations radio very long baseline interferometry (VLBI) trahissent la présence d’une grande variété de zones d’émission nommées nœuds. Certains nœuds sont quasi stationnaires et d’autres se propagent le long du jet. Le déplacement de tels nœuds semble être corrélé avec une certaine variabilité multilongueurs d’onde. Toutefois, les caractéristiques de cette variabilité, notamment sa durée, évoluent avec la fréquence et laissent envisager la présence de mécanismes complexe d’accélération des particules et de refroidissement. L’ensemble de ces contraintes observationnelles permet d’envisager la construction d’un modèle unifié de l’émission d’AGN détectés en rayons gamma. L’approche avancée dans ce manuscrit repose sur le scénario dit "choc - choc’’. Ce dernier s’appuie sur l’idée que des interactions entre des chocs en mouvement et quasi stationnaires permettent d’expliquer une grande part des observations multilongueurs d’onde. Dans ce manuscrit, nous proposons donc un modèle cohérent permettant de combiner l’utilisation de simulations magnétohydrodynamiques en relativité restreinte pour modéliser différents types de jets relativistes (code MPI-AMRVAC) avec un traitement du transfert radiatif (code RIPTIDE). Le code RIPTIDE a été développé pendant la thèse et permet d’interpréter les résultats de MPI-AMRVAC en simulant le rayonnement synchrotron (et Synchrotron Self-Compton (SSC)) provenant d’une population d’électrons non thermiques relativistes. L’obtention de cartes de flux, mais aussi de courbes de lumières, permet de comparer nos résultats à de véritables observations. La nature relativiste du jet impose la prise en compte de nombreux effets relativistes comme le Doppler beaming et le light crossing effect (LCE) qui sont totalement pris en compte dans RIPTIDE. Ce modèle a pour but de reproduire le rayonnement multilongueurs d’onde observée dans certains types d’AGN via le scénario choc - choc. Pour ce faire, différents types de jets ont pu être testés. Certains présentant une structuration transverse et d’autres présentant une structure de champ magnétique à large échelle. Nous révélons que la présence de telles structures influence fortement les caractéristiques des chocs stationnaires présents dans le jet. Le jet est sujet à une perturbation qui permet l’émergence d’une onde de choc mobile qui va interagir et déstabiliser les chocs stationnaires. Selon l’intensité de cette interaction, nous pourrons observer l’oscillation des chocs stationnaires perturbés voir leur dérive à l’arrière du choc mobile. Nous formalisons dans ce manuscrit l’émergence et la propagation de tels chocs nommés ici chocs de relaxation. L’ensemble de ces composantes dispose de leurs propres signatures en rayonnements. Les chocs en mouvements génèrent de multiples éruptions multilongueurs d’onde lors des interactions choc - choc et les chocs de relaxations montrent des marqueurs observationnels plus complexes. Nos résultats ont pu être comparés avec de véritables observations provenant de diverses sources. Ces comparaisons qualitatives montrent des résultats encourageants et prometteurs laissant penser que le scénario choc - choc est susceptible d’expliquer une partie des observations. L’ajout récent du processus SSC et futur de la polarisation synchrotron laisse entrevoir de futures comparaisons pouvant permettre la modélisation unifiée des AGN détectés en rayons gamma.

Summary :
Active galactic nuclei (AGN) are observed over the entire electromagnetic spectrum, from the radio band to the very high energy gamma band. An important part of the flux is emitted from relativistic jets, which are an essential component of AGN. The radiation is non-thermal and can be explained through the presence of an accelerated relativistic particle population at high energies. Radio observations from very long baseline interferometry (VLBI) show the presence of a wide variety of emission zones called nodes ; some nodes are quasi-stationary and others propagate along the jet. The movement of such nodes appears to be correlated with some multi-wavelength variability. However, the characteristics of this variability, in particular its duration, evolve with frequency and suggest the presence of complex particle acceleration and cooling mechanisms. All these observational constraints allow considering the construction of a unified model of the emission of AGN detected in gamma rays. The approach proposed in this manuscript is based on the so-called "shock - shock’’ scenario. The latter is based on the idea that interactions between moving and quasi-stationary shocks can explain a large part of the multi-wavelength observations. In this manuscript, we propose a coherent model that combines the use of special relativity magnetohydrodynamic (SR-MHD) simulations to model different types of relativistic jets (MPI-AMRVAC code) with a treatment of the radiative transfer (RIPTIDE code). The code RIPTIDE was developed during the thesis and allows to interpret the results of MPI-AMRVAC by simulating the synchrotron radiation (and Synchrotron Self-Compton (SSC)) coming from a population of relativistic non-thermal electrons. Obtaining flux maps but also light curves allows us to compare our results to real observations. The relativistic nature of the jet imposes to take into account many relativistic effects such as the Doppler beaming and the light crossing effect (LCE) which are fully taken into account in this work. This model aims at reproducing the multi-wavelength radiation observed in some types of AGN through the shock-shock scenario. To do so, different types of jets could be tested ; some with transverse structuring and/or others with a large-scale magnetic field structure. We reveal that the presence of such structures strongly influences the characteristics of the stationary shocks present in the jet. The jet is subject to a perturbation that allows the emergence of a mobile shock wave that will interact and destabilize the stationary shocks. Depending on the intensity of this interaction, we will be able to observe the oscillation of the disturbed stationary shocks or even their drift behind the mobile shock. We formalize in this manuscript the emergence and the propagation of such shocks, named here relaxation shocks. All these components have their own radiation signatures. The stationary structure of the jet shows a more or less extensive emission depending on the energy considered, the cooling of the electrons being faster at the highest energies. The moving shocks generate multiple multi-wavelength flares during shock-shock interactions, and the relaxation shocks show more complex observational markers. Our results could be compared with real observations from various sources. These qualitative comparisons show encouraging and promising results, suggesting that the shock-shock scenario is likely to explain part of the observations. The recent addition of the SSC process and the future addition of synchrotron polarization suggest future comparisons that may allow the unified modeling of AGN detected in gamma rays.

Composition du jury
Mme Anne-Laure MELCHIOR, Maître de conférences, Sorbonne Université SIM (Sciences, Ingénierie, Médecine), Directeur de these
Mme Sara ELLISON, Full professor, University of Victoria, Rapporteur du jury
Mme Karen MASTERS, Full professor, Haverford College, Rapporteur du jury
M. Igor CHILINGARIAN, Astronome, Center for Astrophysics Harvard and Smithonian, Membre du jury
Mme Francoise COMBES, Full professor, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these
M. Philippe AMRAM, Full professor, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Membre du jury
Mme Hélène SOL, Full professor, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :
compréhension de leur évolution au cours du temps cosmique. Les fusions de galaxies jouent un rôle particulièrement important car elles peuvent transformer la morphologie des galaxies et alimenter leur formation d’étoiles. Comme les galaxies issues d’une fusion peuvent atteindre un état dynamique stabilisé rapidement après une fusion ou qu’il se peut qu’elle ne soient pas identifiées comme issues d’une fusion en raison d’un manque de résolution, les méthodes de détection sont cruciales pour les étudier. Les galaxies à raies d’émission doubles ont été beaucoup utilisées afin d’identifier les noyaux actifs de galaxies doubles qui correspondent à des étapes tardives des fusions de galaxies. Dans cette thèse, une discussion plus générale sur le phénomène des galaxies à raies d’émission à doubles-pics est présentée. À cette fin, un échantillon de galaxies à doubles-pics composé de 5663 galaxies est sélectionné dans le Sloan Digital Sky Survey et ses propriétés sont étudiées en détail. Afin de mieux comprendre les mécanismes sous-jacents, les signatures de doubles-pics apparaissant dans les modèles de disques et les simulations de galaxies isolées et de fusions de galaxies sont analysées. Des sous-échantillons plus petits de galaxies à doubles-pics, montrant à la fois des activités significatives du trou noir super-massif et une formation d’étoiles accrue, sont discutés séparément car ils représentent un échantillon particulier de fusions. Pour mieux comprendre le lien entre la formation d’étoiles et les galaxies à raies d’émission à doubles-pics, des observations de gaz moléculaire, réalisées avec le télescope de 30m de l’IRAM, sont présentées et analysées. En conclusion, les barres et les fusions mineures sont nettement privilégiées comme explications des signatures à doubles-pics car cohérentes avec les caractéristiques trouvées. Cette thèse montre que les galaxies à raies d’émission à doubles-pics sont un aspect important pour les observations à haut redshift et représentent une méthode potentielle d’identification des fusions de galaxies dans les grands relevés à venir.

Summary :
A central aspect in understanding how galaxies evolved over cosmic time is to characterise their mass growth. Galaxy merger, in particular, play an important role, since they can transform the galaxy’s morphology and fuel star formation. Since galaxy mergers can rapidly relax after colliding or cannot be identified as such due to a lack of resolution, detection methods are crucial to study them. double-peak emission-line galaxies have been used extensively in order to identify dual active galactic nuclei which are late stages of galaxy mergers. In this thesis, a more general discussion on the phenomenon of double-peak emission-line galaxies is presented. To this end, a double-peak galaxy sample consisting of 5,663 galaxies is selected from the Sloan Digital Sky Survey and the properties are studied in detail. To get a deeper understanding in the underlying mechanisms, double-peak signatures arising in disc models and simulations of isolated galaxies and galaxy mergers are analysed. Smaller sub samples of double-peak galaxies, showing both, significant activities of the super-massive black hole and enhanced star formation are discussed separately as they present a peculiar merger sample. To further understand the connection between star formation and double-peak emission-line galaxies molecular gas observations, conducted with the IRAM 30m telescope, are presented and analysed. In conclusion, there is a clear favouring of bar structures and minor mergers, which can explain the observed double-peak signatures and are also consistent with the characteristics found. This thesis shows that double-peak emission-line galaxies are an important aspect for high redshift observations and present a potential method of identifying galaxy mergers in larger upcoming surveys.

Composition du jury
M. Benoit MOSSER, Professeur, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Yveline LEBRETON, Astronome, IPR, Université de Rennes, Directeur de these
Mme Margarida CUNHA, Principal researcher, Instituto de Astrofisica e Ciências do Espaço, Membre du jury
M. Patrick FRANçOIS, Astronome GEPI, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Valérie VAN GROOTEL, Chercheur Qualifié F.R.S. - FNRS STAR, Université de Liège, Rapporteur du jury
M. Stéphane CHARPINET, Chargé de recherche, IRAP, Université de Toulouse , Rapporteur du jury

Résumé :
Le succès des missions spatiales CoRoT, Kepler et TESS a mené à de nouvelles opportunités pour la physique stellaire. L’astérosismologie fournit des informations uniques sur les étoiles qui sont non seulement essentielles pour sonder leur intérieur et leur évolution, mais aussi pour suivre l’évolution de la Galaxie et pour estimer les propriétés physiques des exoplanètes qu’elles abritent. Pour cela, l’étude des paramètres sismiques globaux d’un ensemble d’étoiles donne accès aux variations de leurs propriétés internes au fil de leur évolution. Parmi les différents stades évolutifs que les étoiles entreprennent, la branche des géantes asymptotique (AGB) est importante par plusieurs aspects. D’une part, les étoiles AGB fournissent des contraintes uniques sur les processus de mélange qui modifient la composition de leur cœur et de leur enveloppe, en passant de la séquence principale aux phases de brûlage d’hélium. D’autre part, les étoiles AGB contribuent significativement à l’enrichissement Galactique. En effet, leur enveloppe circumstellaire alimentée par la perte de masse renferme une composition chimique complexe. Néanmoins, l’étude sismique de ces étoiles est exigeante puisqu’il est nécessaire de les observer suffisamment longtemps afin que leur signal sismique soit exploitable. Heureusement, les séries temporelles collectées par Kepler pendant quatre ans nous permettent de déchiffrer en détail le signal sismique des étoiles AGB en se basant sur le spectre d’oscillation des modes de pression. De plus, les données de Kepler montrent nettement la présence d’une accumulation d’étoiles AGB assimilable au bump de l’AGB. Non seulement, ce dernier apporte des contraintes pour la physique stellaire, mais il pourrait aussi être utilisé comme chandelle standard si la luminosité à ce stade est indépendante de la métallicité, ce qui reste à confirmer. L’un des objectifs principaux de ma thèse concerne l’analyse complète du spectre d’oscillation des géantes évoluées, qui inclut les étoiles de la branche des géantes rouges (RGB) et de l’AGB. A partir de cette analyse, j’expose en quoi la signature caractéristique de la zone de seconde ionisation de l’hélium dans la fréquence des modes d’oscillation permet la classification des étoiles RGB et AGB. Ensuite, j’explore dans quelle mesure l’approche asymptotique est valide pour interpréter le spectre d’oscillation des géantes rouges lumineuses. Par ailleurs, j’examine les traces éventuelles de contributions supplémentaires à l’amortissement des modes non radiaux. Ces derniers sondent les couches les plus profondes des étoiles pendant le début de l’AGB, apportant des contraintes inestimables sur les mécanismes d’amortissement pendant l’AGB. Finalement, j’investigue les principales différences de structure entre les étoiles RGB et AGB en couplant cette analyse sismique avec des modèles stellaires et leurs fréquences d’oscillation associées calculées à partir des codes MESA et ADIPLS, respectivement. La seconde facette importante de ma thèse consiste à évaluer la pertinence d’utiliser le bump de l’AGB comme chandelle standard ainsi que comme contrainte pour les processus de mélange dans les intérieurs stellaires. Pour y arriver, je caractérise la position du bump de l’AGB dans le diagramme Hertzsprung-Russell sismique en fonction de la masse et de la métallicité, tout cela en combinant les données de Kepler et TESS. Puis, je calcule une grille de modèles stellaires avec MESA, en considérant un ensemble de mécanismes physiques tels que l’extension de la zone convective du cœur et de l’enveloppe, la convection thermohaline et la rotation. Ainsi, nous évaluons le besoin de ces processus physiques pour reproduire la position du bump de l’AGB en fonction de la masse. Enfin, je passe en revue les implications de ce travail sur les domaines de l’astrométrie et de l’archéologie Galactique.

Summary :
The success of the CoRoT, Kepler and TESS space-borne missions has opened a new era for stellar physics. Asteroseismology provides unique information on stars, which is crucial for probing their structure and evolution, but also for understanding the Galaxy evolution and for assessing the physical properties of the exoplanets they host. To this end, studying the global seismic parameters of an ensemble of stars gives us the opportunity to analyse the variation of stellar internal properties along stellar evolution. Among the diverse evolutionary stages of stars, the Asymptotic-Giant Branch (AGB) stage is important in many aspects. On the one hand, AGB stars provide unique constraints for the mixing processes in all previous burning stages, which modify their core and surface composition. On the other hand, AGB stars are important contributors to Galactic enrichment. Indeed, their circumstellar envelopes supplied by mass loss have a complex chemical composition. Nevertheless, performing a seismic study of these stars is demanding since it requires long observation periods for the seismic signal to be exploitable. Hopefully, the four-year time series of Kepler allow us to decipher in detail the oscillation spectrum of AGB stars, based on the pressure-mode pattern. Moreover, Kepler data clearly exhibit an excess of AGB stars that can be identified as the AGB bump (AGBb). The AGBb not only provides constraints for stellar physics but it could also be taken as a standard candle if its luminosity is independent of metallicity, which has to be confirmed. First, this thesis focuses on a thorough analysis of the oscillation spectrum of evolved red giants, including Red-Giant Branch (RGB) and AGB stars. I show how the typical signature of the helium second-ionisation zone in mode frequencies makes a seismic classification between RGB and AGB stars possible. I discuss the extent to which an asymptotic pattern is valid for interpreting the oscillation spectrum of high-luminosity red giants. Besides, I examine potential additional damping contributions to the non-radial modes. These modes probe the innermost layers of stars during the early-AGB, which brings valuable constraints to the damping mechanisms on the AGB. Finally, I investigate the main structural differences between RGB and AGB stars by complementing this seismic study with stellar models and their oscillation frequencies calculated with the codes MESA and ADIPLS, respectively. Second, this thesis is dedicated to assessing the potential of the AGBb to be a suitable standard candle as well as to constraining mixing processes in stellar interiors. To this end, I characterise the AGBb position in the seismic Hertzsprung-Russell diagram as a function of stellar mass and metallicity by combining Kepler and TESS data. Then, I compute a grid of stellar models with MESA, considering a sample of input physics including convective core and envelope overshooting, thermohaline mixing, and rotation. Accordingly, I evaluate the needs for these mixing mechanisms to reproduce the AGBb location according to the stellar mass. At last, I discuss the implications of this work on astrometry and Galactic archaeology.

Composition du jury
M. Daniel HESTROFFER,Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these
M. Josep MASDEMONT, Full professor, Universitat Politètcnica de Catalunya, Rapporteur du jury
Mme Lavagna MICHÈLE, Full professor, Politecnico de Milano, Rapporteur du jury
Mme Antonella BARUCCI ,Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. Zubin OLIKARA, Ingénieur de recherche, NASA/JPL, Membre du jury
Mme Stéphanie LIZY-DESTREZ ,Associate professor, ISAE-SUPAERO, Membre du jury

Résumé :
Les progrès de l’exploration spatiale conduisent naturellement à des objectifs plus ambitieux et à des concepts de mission plus complexes. Celles-ci se déroulent souvent dans des environnements dont la dynamique est fortement perturbée par des facteurs qui peuvent être associés, entre autres, à la faible gravité du corps d’intérêt, à des corps perturbateurs supplémentaires, à des champs de gravité irréguliers, à la pression de la radiation solaire et à des orbites non circulaires. Lors de la conception de missions vers ce type d’environnement, la disparité entre les modèles astrodynamiques simplifiés traditionnels et la dynamique réelle peut entraver notre capacité à concevoir des trajectoires adéquates dans ces systèmes. En conséquence, cela pourrait limiter l’accès à des scénarios de conception optimaux possibles en raison d’un manque de flexibilité de conception et augmenter le besoin de manœuvres de maintenance. Inversement, lorsque la conception est basée principalement sur des représentations de la dynamique en éphémérides complètes, cela peut conduire à un manque de compréhension des structures dynamiques qui régissent ces systèmes, nécessiter des coûts de calcul plus élevés pour leur conception initiale ou, surtout, nous empêcher de générer des familles de solutions qui répondent aux besoins de la mission. Cette thèse aborde ces problèmes en faisant le lien entre les deux scénarios et en contribuant à la conception de solutions dynamiques pour des systèmes fortement perturbés. À cet égard, une partie de ce travail porte sur le développement de modèles d’haute-fidélité sans éphémérides qui, tout en incorporant les perturbations les plus significatives d’un système, permettent le calcul systémique et générique de solutions dynamiques naturelles sur lesquelles on peut baser la conception d’une mission. Dans ce but, nous formulons et utilisons des techniques numériques de la théorie des systèmes dynamiques (DST) pour analyser et formuler des trajectoires dans ces environnements, en exploitant l’utilisation de solutions dynamiques telles que les points d’équilibre, les orbites périodiques et, surtout, les tores quasi périodiques, qui dictent le mouvement des systèmes perturbés. Les variétés hyperboliques de ces solutions sont également utilisées pour élargir les concepts des missions. Deux domaines importants pour l’état actuel et futur de l’exploration spatiale encadrent l’application de ces développements. Notamment, nous explorons les systèmes autour des petits corps et dans l’environnement cis-lunaire. Ces deux domaines présentent des défis inhérents en raison des multiples perturbations associées à chaque type d’environnement, qui soutiennent les objectifs et le cadre établis par ce travail.

Summary :
The advance of space exploration naturally leads to more ambitious goals and complex mission design concepts. Often, these take place in environments whose dynamics are heavily perturbed by factors that can be associated, among others, to the weak gravity of the body of interest, to additional perturbing bodies, irregular gravity fields, and solar radiation pressure. When designing missions to such environments, the mismatch between traditional simplified astrodynamics models and the real dynamics may hinder our ability to design adequate trajectories in these systems. As a consequence, this might limit the accessibility to possible optimal design scenarios due to a lack of design flexibility and increase the need for maintenance maneuvers. Conversely, when basing the design mostly on full-ephemeris representations of the dynamics, it might lead to a lack of insight into the dynamical structures that govern said systems, require higher computational cost for their early design, or importantly, restrain designers from generating families of solutions that meet mission requirements. This dissertation addresses these possible shortcomings by bridging the two scenarios and contributing to the design of dynamical solutions in strongly perturbed systems. In this regard, a part of this work deals with the development of non-ephemeris higher-fidelity models that, while incorporating the most significant perturbations of a system, still allow for the systemic computation of natural dynamical solutions on which one can base a mission’s design. With this goal in mind, we formulate and utilize numerical Dynamical Systems Theory (DST) techniques to analyze and formulate trajectories in these environments, leveraging the use of dynamical solutions such as equilibrium points, periodic orbits, and, most significantly, quasi-periodic tori, which dictate the motion of the perturbed systems. The hyperbolic invariant manifolds of these solutions are also used to extend the mission design concepts. Two significant areas for the current and future states of space exploration frame the application of these developments. Namely, we explore the systems around small bodies and the cislunar environment. Both areas present inherent challenges due to the multiple perturbations associated with each type of environment, which support the goals and framework established by this work.

Composition du jury
M. Laurent MUGNIER, Directeur de recherche, Université Paris-Saclay, Directeur de these
M. Yvan SORTAIS, Professeur des universités, Institut d’Optique Graduate School , Rapporteur du jury
M. Elise VERNET, Ingénieur, European Southern Observatory, Rapporteur du jury
M. Loïc DENIS, Maître de conférences, Université de St Etienne, Membre du jury
Mme Coralie NEINER, Directeur de recherche, Observatoire de Paris (LESIA), Membre du jury

Résumé :
La fabrication optique requiert une métrologie de précision afin d’identifier l’amplitude, la position et la fréquence spatiale des défauts de forme à polir. Du fait de la grande dynamique des défauts de forme en termes d’amplitude et de fréquences spatiales, les procédés de fabrication optique reposent sur l’utilisation de diverses méthodes de mesures de forme. La déflectométrie, une méthode de mesure de forme des surfaces optiques spéculaires à partir de la distorsion d’un motif connu, est un moyen métrologique prometteur du fait de son faible coût et sa facilité de mise en oeuvre expérimentale. En particulier, l’utilisation de la déflectométrie pour la mesure des hautes fréquences spatiales constitue un moyen rapide de comparaison à un autre instrument et de suivi d’un procédé de polissage. Cependant, la propagation de biais et bruits à travers la chaîne de traitement des données d’un montage déflectométrique limite la précision de mesure des hautes fréquences spatiales d’une pièce optique par cet instrument. Mon travail de thèse a consisté à identifier les facteurs limitant la mesure des hautes fréquences par déflectométrie, à modéliser la propagation de ces erreurs à travers la chaîne de traitement des données, et à concevoir des méthodes algorithmiques et des bancs de mesure déflectométriques permettant la mesure des hautes fréquences spatiales de surfaces optiques free-form, asphériques, et des grands miroirs quasi-plans. Mon approche au cours de cette thèse a été de modéliser systématiquement la propagation des différents biais et bruits à travers la complexe chaîne de traitement des données déflectométriques. En particulier, j’ai exhibé des algorithmes de phase shift bien choisis, et conçu des méthodes de reconstruction de forme auto-étalonnées robustes aux erreurs dominant la mesure des hautes fréquences spatiales dans un montage déflectométrique. En me basant sur les modèles de propagation d’erreur développés au cours de cette thèse, j’ai ensuite démontré via des simulations que les méthodes proposées permettaient la mesure des hautes fréquences spatiales d’une pièce optique avec une précision comparable à celle d’un autre moyen métrologique de référence : l’interférométrie. J’ai mis en oeuvre ces méthodes de traitement des données sur des bancs déflectométriques classiques, mais également sur des bancs originaux co-conçus au cours de cette thèse pour la mesure des grands miroirs plans. Les méthodes développées au cours de cette thèse, couplées à des procédures d’étalonnage des défauts de déformation de l’écran, ont permis la démonstration de performances équivalentes à celle d’un banc de mesure utilisant un capteur Shack-Hartmann sur la mesure d’un segment du miroir primaire de l’Extremely Large Telescope.

Summary :
La fabrication optique requiert une métrologie de précision afin d’identifier l’amplitude, la position et la fréquence spatiale des défauts de forme à polir. Du fait de la grande dynamique des défauts de forme en termes d’amplitude et de fréquences spatiales, les procédés de fabrication optique reposent sur l’utilisation de diverses méthodes de mesures de forme. La déflectométrie, une méthode de mesure de forme des surfaces optiques spéculaires à partir de la distorsion d’un motif connu, est un moyen métrologique prometteur du fait de son faible coût et sa facilité de mise en oeuvre expérimentale. En particulier, l’utilisation de la déflectométrie pour la mesure des hautes fréquences spatiales constitue un moyen rapide de comparaison à un autre instrument et de suivi d’un procédé de polissage. Cependant, la propagation de biais et bruits à travers la chaîne de traitement des données d’un montage déflectométrique limite la précision de mesure des hautes fréquences spatiales d’une pièce optique par cet instrument. Mon travail de thèse a consisté à identifier les facteurs limitant la mesure des hautes fréquences par déflectométrie, à modéliser la propagation de ces erreurs à travers la chaîne de traitement des données, et à concevoir des méthodes algorithmiques et des bancs de mesure déflectométriques permettant la mesure des hautes fréquences spatiales de surfaces optiques free-form, asphériques, et des grands miroirs quasi-plans. Mon approche au cours de cette thèse a été de modéliser systématiquement la propagation des différents biais et bruits à travers la complexe chaîne de traitement des données déflectométriques. En particulier, j’ai exhibé des algorithmes de phase shift bien choisis, et conçu des méthodes de reconstruction de forme auto-étalonnées robustes aux erreurs dominant la mesure des hautes fréquences spatiales dans un montage déflectométrique. En me basant sur les modèles de propagation d’erreur développés au cours de cette thèse, j’ai ensuite démontré via des simulations que les méthodes proposées permettaient la mesure des hautes fréquences spatiales d’une pièce optique avec une précision comparable à celle d’un autre moyen métrologique de référence : l’interférométrie. J’ai mis en oeuvre ces méthodes de traitement des données sur des bancs déflectométriques classiques, mais également sur des bancs originaux co-conçus au cours de cette thèse pour la mesure des grands miroirs plans. Les méthodes développées au cours de cette thèse, couplées à des procédures d’étalonnage des défauts de déformation de l’écran, ont permis la démonstration de performances équivalentes à celle d’un banc de mesure utilisant un capteur Shack-Hartmann sur la mesure d’un segment du miroir primaire de l’Extremely Large Telescope.

Composition du jury
M. Yann LE COQ, Ingénieur de recherche, Observatoire de Paris (SYRTE) , Directeur de these
M. Frederic DU BURCK, Professeur, Univ Sorbonne Paris Nord (LPL) ,Rapporteur du jury
Mme Marie HOUSSIN, Professeur, Univ. Aix-Marseilles (PIIM), Rapporteur du jury
Mme Perinne BERGER, Ingénieur, Thalès, Membre du jury
M. Alexandre TALLAIRE, Directeur de recherche, Institut de Recherche de Chimie Paris, Membre du jury

Résumé :
Des trous brûlés spectraux dans des cristaux dopés aux ions de terres rares ont des nombreuses applications en métrologie du temps et de la fréquence. D’une part, les transitions optiques étroites des ions dopants peuvent servir de référence de fréquence pour la stabilisation au laser. La stabilité de fréquence relative attendue peut potentiellement être de plusieurs ordres de grandeur supérieure à celle des lasers asservis sur des cavités Fabry-Perot à l’état de l’art. D’autre part, des contraintes mécaniques peuvent déformer la structure cristalline, décalant ainsi la fréquence de la transition dans les ions dopants. Explorer une telle transition à proximité de la résonance permet un couplage opto-mécanique et la réalisation de nouveaux systèmes quantiques hybrides. L’objectif de ce projet de thèse est d’améliorer les techniques de stabilisation de fréquence laser, et d’explorer les limites fondamentales de telles techniques. De nombreux travaux ont été consacrés au développement de techniques de détection à ultra-faible bruit, qui permettent d’obtenir un bruit de détection plus faible en utilisant différentes structures spectrales. L’environnement magique a été exploré, où l’effet sur les trous spectraux de la fluctuation de la température et de la pression appliquée peut être compensé en obtenant une annulation globale de premier ordre. L’expérience réalisée avec un environnement magique devrait permettre au trou spectral d’avoir une largeur de raie ultra-étroite et une immunité sans précédent au bruit et aux fluctuations thermiques. De plus, la sensibilité des trous spectraux vis-à-vis de la contrainte uniaxiale et du champ E externe a été caractérisée, de sorte que l’effet sur la fluctuation de la fréquence laser a pu être déduit et minimisé. L’application d’expériences de combustion spectrale de trous dans le résonateur micromécanique a été étudiée afin d’étudier le couplage opto-mécanique. La physique sous-jacente fera probablement la lumière sur la possibilité de réaliser des capteurs de force à l’échelle atomique dans notre système.

Summary :
Spectral hole burning in rare-earth ion doped crystals is a versatile system in time-frequency metrology and related applications. On one hand, narrow optical transitions of the dopant ions can serve as a frequency reference for laser stabilization. The expected fractional frequency stability can potentially be orders of magnitude better than cavity-locked lasers at the state of the art. On the other hand, mechanical constraints can distort the crystalline structure, thereby shifting the frequency of the transition in the dopant ions. Probing such a transition near resonance allows for opto-mechanical coupling and the realization of novel hybrid quantum systems. The aim this thesis project is to improve the techniques of laser frequency stabilization, and explore the fundamental limits of such techniques. Much work has been devoted to the development of ultra-low-noise detection techniques, which allows to get lower detection noise by employing different spectral structures. The magic environment has been explored, where the effect on spectral holes from temperature fluctuation and applied pressure can be compensated achieving a first order global cancellation. The experiment carried out with magic environment is expected to let the spectral hole has ultra-narrow linewidth and unprecedented immunity to thermal noise and fluctuations. Moreover, the spectral holes sensitivity towards the uni-axial stress and external E-field have been characterized, so that the effect on the laser frequency fluctuation could be deduced and minimized. The application of spectral hole burning experiments in the micro-mechanical resonator has been investigated in order to study the opto-mechanical coupling. The underlying physics will probably shed light on the possibility of realizing atomic-scale force sensors in our system.

Composition du jury
M. Pierre LESAFFRE, Chargé de recherche, Ecole normale supérieure, Directeur de these
M. Thierry PASSOT, Directeur de recherche, Laboratoire Lagrange ; U.M.R. 7293 ; Observatoire de la Cote d’Azur, Rapporteur du jury
M. Geoffroy LESUR, Chargé de recherche, Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, Rapporteur du jury
M. Marc-Antoine MIVILLES-DESCHÊNES, Directeur de recherche, AIM laboratory ; CEA-Saclay, Paris-Saclay University, Membre du jury
Mme Olga ALEXANDROVA, Astronome, LESIA, Observatoire de Paris, Membre du jury
Mme Katia FERRIÈRE, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Membre du jury

Résumé :
La turbulence affecte toutes les facettes de la physique du milieu interstellaire (MIS), ses changements de phase, son évolution chimique, son couplage au champ magnétique et aux rayons cosmiques, jusqu’à la formation d’étoiles. L’absence d’une description mathématique exacte et l’impossibilité pour les simulations de reproduire toute la gamme inertielle entre les échelles d’injection et de dissipation rendent son rôle difficile à appréhender. Une facette essentielle de la turbulence est l’intermittence spatio-temporelle de la cascade d’énergie qui conduit à la formation de structures cohérentes de forte dissipation. Ces régions se distinguent dans le MIS diffus par une chimie particulière, dite "chaude", qui permet de les tracer. Nous cherchons à étudier de façon systématique la nature physique des régions de dissipation intense dans la turbulence magnétohydrodynamique (MHD). Nous sondons la dissipation turbulente à l’aide de simulations de turbulence MHD isotherme compressible en déclin. Nous apportons un soin tout particulier à la résolution et au contrôle de la dissipation : nous concevons des méthodes pour récupérer localement la dissipation due au schéma numérique. Nous étudions localement la géométrie des gradients des variables d’état du fluide. Nous développons une méthode pour évaluer la nature physique des gradients dominants dans les discontinuités. Ceci nous permet, conjointement à des critères heuristiques, de les identifier, ainsi que d’estimer leur vitesse de déplacement. Enfin, nous étudions leurs statistiques. Nous trouvons que les régions de dissipation intense correspondent à des feuilles : localement, la densité, la vitesse et les champs magnétiques varient principalement dans une seule direction. Nous identifions ces régions hautement dissipatives comme des chocs (fast ou slow) ou des discontinuités Alfvéniques (nappes de Parker ou discontinuités rotationnelles). Nous étudions l’effet des conditions initiales qui produisent aux temps courts des empreintes différentes sur les distributions relatives entre ces quatre catégories. Cependant, ces différences s’estompent après environ un temps de retournement, quand elles deviennent dominées par des discontinuités Alfvéniques faiblement compressibles. Nous montrons que le nombre de Prantdl magnétique a peu d’influence sur les statistiques de ces discontinuités. Mais il modifie la nature de la dissipation dans les différentes structures. Enfin, nous montrons que la structure interne des discontinuités nous permet de faire des prédictions sur les variations des hélicités croisée et magnétique. Ces nouvelles méthodes permettent de considérer la turbulence compressible développée comme une collection statistique de structures dissipatives intenses. Ceci peut être utilisé pour post-traiter la turbulence 3D avec des modèles 1D détaillés aptes à être comparés aux observations. Cette vision pourrait également être utile comme cadre pour formuler de nouvelles propriétés dynamiques de la turbulence.

Summary  :
Turbulence affects all facets of the physics of the interstellar medium (ISM), its phase changes, its chemical evolution, its coupling to the magnetic field and cosmic rays, and even star formation. The absence of an exact mathematical description and the impossibility for simulations to reproduce the whole inertial range between the injection and dissipation scales make its role difficult to understand. An essential facet of turbulence is the spatio-temporal intermittency of the energy cascade which leads to the formation of coherent structures of high dissipation. These regions are distinguished in the diffuse MIS by a particular, so-called "hot" chemistry that allows them to be traced. We seek to systematically study the physical nature of regions of intense dissipation in magnetohydrodynamic (MHD) turbulence. We probe turbulent dissipation using simulations of decaying isothermal compressible MHD turbulence. We take particular care in solving and controlling the dissipation : we design methods to locally recover the dissipation due to the numerical scheme. We study locally the geometry of the gradients of the fluid state variables. We develop a method to evaluate the physical nature of the dominant gradients in the discontinuities. This allows us, together with heuristic criteria, to identify them, as well as to estimate their displacement speed. Finally, we study their statistics. We find that regions of high dissipation correspond to sheets : locally, the density, velocity and magnetic fields vary mainly in one direction. We identify these highly dissipative regions as shocks (fast or slow) or Alfvénic discontinuities (Parker sheets or rotational discontinuities). We study the effect of initial conditions that produce different footprints at short times on the relative distributions between these four categories. However, these differences fade after about one turnover time, when they become dominated by weakly compressible Alfvénic discontinuities. We show that the magnetic Prantdl number has little influence on the statistics of these discontinuities. However, it modifies the nature of the dissipation in the different structures. Finally, we show that the internal structure of the discontinuities allows us to make predictions on the variations of the cross and magnetic helicities. These new methods allow to consider developed compressible turbulence as a statistical collection of intense dissipative.

Composition du jury
Mme Françoise COMBES-BOTTARO, Professeur, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Anne-Laure MELCHIOR, Maître de conférences, Sorbonne Université, CoDirecteur de these
M. Eric EMSELLEM, Astronome, ESO, Membre du jury
Mme Susanne AALTO, Professor, Chalmers University of Technology, Membre du jury
Mme Hélène SOL, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. David PATTON, Professor, Trent University, Rapporteur du jury
Mme Francine MARLEAU, Professor, University of Innsbruck, Rapporteur du jury

Résumé :
Les données astronomiques deviennent de plus en plus précises et permettent d’affiner notre compréhension des processus qui régissent l’évolution des galaxies, mais nous ne disposons toujours pas d’un paradigme global pour expliquer certains mécanismes physiques. En particulier, le déclenchement et la régulation de l’extinction de la formation stellaire ne sont pas compris en détail étant donné les nombreux processus dont elle peut résulter et les différentes échelles de temps qui sont impliquées. Le but de ce projet de thèse est d’étudier le contenu en gaz, l’activité de formation d’étoiles et l’extinction des étoiles dans les galaxies en utilisant les données spectroscopiques du relevé SDSS-IV MaNGA, ainsi que des observations de gaz moléculaire et atomique. Tout d’abord, je décris l’échantillon de galaxies proches sur lequel j’ai décidé de me concentrer. Il s’agit de 29 galaxies proches qui présentent des caractéristiques cinématiques complexes dans leurs spectres dans le domaine visible. Dans la deuxième partie, je présente une analyse de cet échantillon en termes de paramètres structurels des galaxies et d’activité de formation d’étoiles. Je conclus que ces objets nous permettent d’échantillonner différentes phases de l’évolution des galaxies, qui résultent d’événements de fusions mineures. Dans la troisième partie, je détaille les résultats que j’ai obtenus en appliquant une procédure d’ajustement de spectres innovante aux données d’une galaxie MaNGA particulière. Cette approche permet de mettre en évidence une fusion mineure en décomposant les caractéristiques spectrales optiques, à la fois dans les raies d’émission du gaz et dans le continuum stellaire. Dans la quatrième partie, je me concentre sur l’analyse du contenu en gaz froid à travers des observations de gaz moléculaire et atomique. Je déduis les masses de gaz moléculaire ainsi qu’une relation de Kennicutt-Schmidt afin d’estimer l’efficacité de la formation d’étoiles des galaxies étudiées.

Summary :
Astronomical data become more and more precise and help the refining of our understanding of the processes that drive galaxy evolution, but we still do not have a global paradigm to explain some physical mechanisms. Especially, the triggering and regulation of star formation quenching are not understood in detail given the numerous processes that it can be resulting from and the different timescales that are involved. The aim of this thesis project is to study the gas content, star formation activity and quenching within galaxies using integral field spectroscopic data from the SDSS-IV MaNGA survey, as well as single-dish observations of molecular and atomic gas. Firsly, I describe the sample of nearby galaxies that I decided to focus on. It consists of 29 nearby galaxies that show complex kinematic features in their optical spectra. It is drawn from the cross-identification between the MaNGA data release DR15 and a catalogue comprising massive, isolated, bulge-dominated galaxies exhibiting a central excess of star formation. In the second part, I present an analysis of this sample in terms of galaxy structural parameters and star formation activity. I conclude that these objects enable us to sample different phases of galaxy evolution, that result from minor-merger events. In the third part, I detail the results that I obtained by applying an innovative fitting procedure to the data from one peculiar MaNGA galaxy. This approach helps reveal a minor-merger event by disentangling the optical spectral features, both in gas and stellar components. In the fourth part, I focus on the analysis of the cold gas content through molecular and atomic gas observations. I infer the molecular and atomic gas masses as well as a Kennicutt-Schmidt relation so as to estimate the star formation efficiency of the studied galaxies.