Archives des soutenances 2023

Composition du jury

M. Jacques LASKAR, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these
Mme Anne LEMAITRE, Professeur, Université de Namur, Rapporteur du jury
M. Philippe NABONNAND, Professeur émérite, Université de Lorraine, Rapporteur du jury
M. Alain ALBOUY, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. William SHEEHAN, Independant scholar,, Membre du jury
M. Christian BIZOUARD, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury
M. David AUBIN, Professeur des universités, Sorbonne Université, CoDirecteur de these
Mme Colette LE LAY, Professeur émérite, Université de Nantes, Membre du jury

Résumé :
On commence par décrire de quelle manière Le Verrier a entamé une carrière d’astronome après avoir amorcé une prometteuse carrière de chimiste. Il a notamment passé l’essentiel de l’année 1837 à prendre des notes bibliographiques à la bibliothèque de l’Institut afin d’accélérer sa formation d’astronome. Il se lance, dès ses premières recherches, dans des travaux ambitieux, comme la stabilité du système solaire. Il se fait rapidement remarquer par ses collègues géomètres et durant l’été 1845, Arago lui demande de trouver une explication pour les irrégularités du mouvement d’Uranus. Une explication simple serait l’inexactitude des tables en vigueur, réalisées par Alexis Bouvard en 1821 et construites à partir de ses calculs de perturbation. Le Verrier va dans un premier temps refaire l’intégralité du calcul des perturbation exercées par Saturne et Jupiter sur Uranus. A partir de ces résultats, il peut évaluer l'écart en longitude entre la théorie de Bouvard et la sienne ; il montre qu'il est impossible de corriger la théorie de Bouvard en corrigeant seulement les éléments elliptiques d'Uranus. Il forme alors des éphémérides d'Uranus en se fondant sur ses propres calculs de perturbations, ce qui lui permet d'évaluer les écarts entre les 279 observations $O$ retenues pour Uranus et les prédictions de position correspondantes $C$ à partir de ses tables. Il constate des écarts $O-C$ importants, qu'il essaie de réduire en corrigeant les paramètres d'Uranus. Il montre qu'il est impossible de réduire complètement ces écarts $O-C$ en corrigeant seulement les paramètres d'Uranus. Il cherche alors à expliquer les irrégularités des mouvements d'Uranus par l'action d'une planète extérieure. Il forme 18 équations de condition qui lui permettent de localiser une zone du ciel où pourrait se trouver une telle planète perturbatrice. Puis, dans un deuxième temps, en s'appuyant sur un système de 33 équations, il affine cette première localisation. Il envoie la position trouvée à Galle, qui, aidé de d'Arrest, observe à l'observatoire de Berlin le 23 septembre 1846 la nouvelle planète à environ 1° de la position indiquée par Le Verrier . Ce succès soulève un enthousiasme général et Le Verrier est comblé d'honneurs. Mais une controverse sur la priorité de la découverte est rapidement soulevée, car un astronome anglais, J. C. Adams, a prédit, pour la planète perturbant Uranus, un an avant Le Verrier, une position voisine de celle de Le Verrier, mais il n'avait pas publié ses résultats. Par ailleurs, en s'appuyant sur une observation fortuite faite par Lalande en 1795, un astronome américain, Walker, établit pour Neptune une orbite très différente de celle prédite par Le Verrier. Le Verrier subit plusieurs attaques, dont la principale vient du physicien Babinet. Il se défend en montrant lors de trois interventions successives à l'Académie des Sciences que son orbite, même si elle diffère notablement de l'orbite réelle, permet de rendre compte des positions de Neptune pendant une période de 65 ans avec une erreur inférieure à 18°. Assez rapidement, la polémique s'éteint et l'on ne retient que les prouesses calculatoires d'Adams et de Le Verrier. {{Summary}} :   We begin by describing how Le Verrier started a career as an astronomer after having undertaken a promising career as a chemist. In particular, he spent most of 1837 taking bibliographical notes in the Institute's library in order to accelerate his training as an astronomer. From his first research, he launched into ambitious work, such as the stability of the solar system. He quickly came to the attention of his fellow geometers and during the summer of 1845, Arago asked him to find an explanation for the irregularities in the movement of Uranus. A simple explanation would be the inaccuracy of the current tables, produced by Alexis Bouvard in 1821 and constructed from his perturbation calculations. Firstly, Le Verrier redid the entire calculation of the perturbations exerted by Saturn and Jupiter on Uranus. From these results, he could evaluate the difference in longitude between Bouvard's theory and his own; he showed that it was impossible to correct Bouvard's theory by simply correcting the elliptical elements of Uranus. He then formed ephemeris of Uranus based on his own perturbation calculations, which allowed him to evaluate the differences between the 279 observations $O$ retained for Uranus and the corresponding position predictions $C$ from his tables. He noticed significant $O-C$ differences, which he tried to reduce by correcting the parameters of Uranus. He showed, by 3 different methods, that it was impossible to reduce these $O-C$ differences by only correcting the parameters of Uranus. He then sought to explain the irregularities in the movements of Uranus by the action of an external planet. He formed 18 condition equations which allowed him to locate an area of the sky where such a disruptive planet could be found. Then, in a second step, based on the resolution of a system of 33 equations, he refined this first location. He sent the position found to several foreign observatories and Galle, helped by d'Arrest, observed at the Berlin observatory on September 23, 1846 the new planet at approximately 1° from the position indicated by Le Verrier. This success aroused general enthusiasm and Le Verrier was showered with honors. But a controversy over the priority of the discovery quickly arose, because an English astronomer, John Couch Adams, had predicted, for the planet disturbing Uranus, a year before Le Verrier, a position close to that of Le Verrier, but he had not published his results. Besides, through a calculation based on a chance observation made by Lalande in 1795, an American astronomer, Walker, established an orbit for Neptune very different from that predicted by Le Verrier. Le Verrier suffered several attacks, the main one coming from the physicist Babinet. He defended himself by showing during three successive presentations at the Academy of Sciences that his orbit, even if it differed notably from the real orbit, made it possible to account for the positions of Neptune over a period of 65 years with an error less than 18°. Quite quickly, the controversy died down and people only remembered the computational feat of Adams and Le Verrier </bloc> ------- -*{{Jeudi 30 novembre 2023, 10h00}}, Amphithéâtre Evry Schatzman Observatoire de Paris, site de Meudon - 5, place Jules Janssen, F-92195 Meudon cedex, Batiment 18 et https://www.youtube.com/channel/UCzPLngWE_6JVuJ4szh8U-RQ, Soutenance de thèse de {{Monsieur Julien PLANTE }}, sur le sujet "Technologies habilitantes pour l’acquisition et le traitement en temps-réel de gros volumes de données et leurs applications aux télescopes astronomiques géants et aux systèmes radars." <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Damien GRATADOUR, Chargé de recherche, Observatoire de Paris - CNRS, Directeur de these M. Jason HESSELS, Professor, University of Amsterdam, Rapporteur du jury M. Nicolas GAC, Professeur, Université Paris-Saclay, Rapporteur du jury Mme Béatrice PESQUET-POPESCU, Professeur, Thales LAS, Membre du jury Mme Chiara FERRARI, Astronome, Observatoire de la Côte d’Azur, Membre du jury Mme Françoise COMBES, Professeur, Collège de France, Membre du jury {{Résumé}} : Les systèmes de notre monde sont en croissance constante en termes de précision, rapidité et consommation énergetique. Cette croissance passe par la production de volumes de données toujours plus importants, qui deviennent difficiles à traiter avec les technologies standard actuelles. Dans le cadre de cette thèse, nous nous sommes intéressé à des technologies émergentes, telles que le calcul sur GPU, le réseau en espace utilisateur, DPDK et GPUDirect, permettant de répondre à ce besoin, et les avons appliquées à plusieurs projets concrets (acquisition de front d’ondes pour optique adaptative, detection en temps réel de transients radio, traitement du signal radar) avec succès. Ces résultats sont très encourageants pour réussir à dépasser les limites des technologies standard, et promettent une utilisation massive dans de nombreux domaines (astronomie, radar, mais aussi véhicules autonomes, finance, etc). {{Summary}} :   Systems of our world are following a constant growth in terms of precision, speed and electrical consumption. This growth involves the production of always bigger volumes of data, which become difficult to process using today’s standard technologies. In the context of this PhD, we looked into emerging technologies such as GPU computing, userland networking, DPDK and GPUDirect, which are able to answer this need, and applied them to multiple real-life projects (wavefront acquisition for adaptive optics, real-time fast radio burst detection, radar signal processing) with success. These results are very encouraging towards overcoming the bottleneck of current standard technologies, and are promising regarding a massive use in many domains (astronomy, radar, but also autonomous vehicules, finance, etc). </bloc> ------- -*{{Lundi 27 novembre 2023, 10h00}},Observatoire de Paris - Site de Meudon, Salle de conférence du Château , 5, place Jules Janssen, 92195 Meudon, Soutenance de thèse de {{Madame Anna LUASHVILI }}, sur le sujet "Étude de l’origine de la variabilité rapide dans les blazars." <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} Mme Catherine BOISSON, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these M. Andreas ZECH, Professeur, Observatoire de Paris, LUTH, CoDirecteur de these Mme Françoise COMBES, Professeur, Observatoire de Paris - LERMA, Collège de France, Membre du jury Mme Elina LINDFORS, Maître de conférences, Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), University of Turku, Membre du jury M. Fabian SCHUSSLER, Ingénieur-chercheur au CEA, IRFU, CEA, Université Paris-Saclay, Membre du jury M. Pierre-Olivier PETRUCCI, Directeur de recherche, Université Grenoble Alpes, IPAG, Membre du jury M. Anthony BROWN, Maître de conférences, Durham University, Rapporteur du jury M. Benoît LOTT, Directeur de recherche, Université de Bordeaux, CENBG, Rapporteur du jury {{Résumé}} : Les AGN sont des cœurs compacts de galaxies appelées actives lorsqu’elles montrent des signes d’accrétion de matière sur un trou noir super massif situé dans leur centre et de développement de jets relativistes, capables d’éjecter des particules énergétiques à de grandes distances de leur centre. Leurs principales caractéristiques sont l’extrême brillance de leurs cœurs, dominant l’émission la galaxie hôte, et une émission fortement variable sur tout le spectre électromagnétique, allant des fréquences radio jusqu’aux plus hautes, parfois TeV énergies, attribuée aux processus non-thermiques se produisant dans le jet. Environ 10% d’AGN sont radio-lourd, montrant un jet puissant, et sont divisés en radio galaxies et blazars. Les blazars ont un jet relativiste qui est orienté vers l’observateur. A cause des effets relativistes, leur émission est fortement amplifiée et les temps caractéristiques de variabilité sont réduites dans le référentiel de l’observateur, où nous observons parfois de fortes variabilités de flux sur des échelles de temps aussi courts que quelques minutes seulement - événements violents appelés éruptions (flares en anglais). Ils sont les plus spectaculaires dans les plus hautes énergies. Pour étudier l’origine physique de la variabilité observée dans les blazars et AGN en général, une double approche est nécessaire : coordination de programme de surveillance multi-longueur d’onde de sources variables, avec une capacité de déclenchement rapide d’observations en réponse à différentes alertes, pour acquérir des données quasi-simultanées complètes, puis leur analyse et interprétation à l’aide de modèles de transfert radiatif. Dans cette thèse, j’essaie de résumer ma contribution à chacune de ces étapes. J’ai eu le plaisir de faire partie de la collaboration H.E.S.S., qui dirige un réseau de télescopes Cherenkov en Namibie, permettant la détection des éruptions extrêmement puissantes aux très hautes énergies des AGN. J’ai pu contribuer aux observations au sol, faire partie du groupe de sources d’opportunité, qui suit les AGN les plus variables et déclenche des suivis multi-fréquences et en particulier par HESS. La caractérisation statistique des éruptions des AGN détectées par HESS et l’étude d’un blazar extrêmement variable 3C 279, à travers ses éruptions les plus spectaculaires aux hautes et très hautes énergies constituent mes contributions majeures à deux projets menés au sein du groupe de travail sur les AGN de la collaboration HESS. Ce manuscrit commence par introduire la famille d’AGN et notre vision actuelle du scénario unifié. Il présente les différents scénarios physiques généralement évoquées pour expliquer la variabilité des blazars et AGN en général, à différentes échelles temporelles. Puis, des modèles de transfert radiatif sont présentés, qui s’appliquent à deux sous-classes de blazars. Les méthodes d’analyse de données hautes et très hautes énergies sont également détaillées, obtenues par le télescope spatial Fermi et HESS au sol, nécessaires pour contraindre les modèles radiatifs. Ils sont illustrés à travers les exemples de données des éruptions majeures de 3C 279, détectées aux hautes et très hautes énergies. La modélisation de différents états d’activité en rayonnements gamma de hautes énergies d’un échantillon de galaxies particulières Seyfert de type 1 à raies étroites (que l’on pensait être incapable de développer des jets puissants), et la caractérisation statistique des éruptions d’AGN détectés par HESS constituent le cœur central de cette thèse. Les blazars forment la population principale de sources émettrices de rayonnement gamma de hautes énergies, soupçonnés être émetteurs de neutrinos de hautes énergies et potentiellement des rayons cosmiques d’ultra-hautes énergies. Ils servent comme laboratoires naturels pour des tests de physique fondamentale. Beaucoup de questions restent ouvertes et c’est une époque motivante pour l’astronomie dépendante du temps et multi-messager. {{Summary}} :   AGN are the compact cores of galaxies which are referred to as active, when they show signs of matter accretion onto a super-massive black hole at their centre and development of relativistic jets, able to expel highly energetic particles at great distances from their centre. Their main characteristics are extremely luminous cores, which outshine the host galaxy radiation, and highly variable emission across the entire electromagnetic spectrum, from radio to very high, sometimes up to TeV energies, ascribed to non-thermal processes at play in the jet. Approximately 10% of AGN are found to be radio-loud, which exhibit a powerful jet and are divided into the groups of radio galaxies and blazars. In the case of blazars, the jet is closely aligned with the line of sight of the observer and due to relativistic effects, their radiation is heavily Doppler boosted and variability timescales are reduced in the observer’s frame, where high amplitude variability can be observed on timescales down to few minutes only. Such violent events are called flares, with the most spectacular outbursts being observed at the highest energies. In order to study the physical origin of rapid variability observed in blazars and AGN in general, a two-fold apporach is nessecary: coordination of extensive multi-wavelength monitoring programs of variable sources, with the ability to swiftly trigger follow-up observations in response to various alerts, in order to collect coherent sets of quasi-simultaneous data at different frequencies and next, their analysis and interpretation by means of radiative transfer models. In this thesis, I try to summarise my contribution to each of these steps. I had the pleasure to be part of the High Energy Stereoscopic System (HESS) collaboration, operating an imaging Cherenkov telescope array in Namibia, which allows us to detect extremely powerful irruptions in distant AGN at very high energies. I could participate in on-site observations, being part of the Target of Opportunity (ToO) group, where we track variable AGN, request and follow MWL observations and especially HESS triggers, which lead to many exciting discoveries over the years. Statistical characterisation of HESS-detected AGN flares and the study of an extremely variable blazar 3C 279 through its most spectacular flaring events detected at high and very high energies constitute my main contributions to two task forces in the AGN working group of HESS. This thesis starts with an introduction to the AGN family and our current vision of the unification scheme. It presents the different physical scenarios which are generally invoked to explain variability with different timescales in blazars and AGN in general. Next, radiative models are presented, suited for two sub-classes of blazars. Moreover, high and very high energy data analysis techniques, collected with Fermi telescope and HESS are detailed, necessary to constrain the radiative models. They are illustrated with the examples of major high and very high energy flare data sets of 3C 279. The modelling of various high energy gamma-ray activity states of a sample of peculiar Narrow-Line Seyfert 1 galaxies (which were not thought to be able to develop powerful jets), and the statistical characterisation of AGN flares detected with HESS constitute the major core of this thesis. Blazars are the dominant population of sources producing high energy gamma-rays. There is strong indication that they are emitters of high energy neutrinos and possibly ultra-high energy cosmic rays as well. They serve as natural laboratories for fundamental physics tests. Many questions still remain open and it is an exciting era for time-dependent and multi-messenger astronomy. </bloc> ------- -*{{Lundi 27 novembre 2023, 15h00}},  Room 402 School of Astronomy and Space Science, Nanjing University 163, Xianlin Avenue, 210046 Nanjing, China , Soutenance de thèse (Co-tutelle avec l’Université de  Nankin, Chine) de {{Monsieur Chen XING}}, sur le sujet "Le rôle de la reconnexion magnétique dans l'évolution des tubes de flux magnétique des éruptions solaires" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Guillaume AULANIER, Astronome, Observatoire de Paris - Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP), Directeur de these M. Xin CHENG, Professeur, School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, CoDirecteur de these M. Mingde DING, Professeur, School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, Co-encadrant de these M. Jingxiu WANG, Professeur, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Rapporteur du jury Mme Karine BOCCHIALINI, Professeur, Universite Paris-Saclay - Institut d'Astrophysique Spatiale, Rapporteur du jury M. Chaowei JIANG, Professeur, Institute of Space Science and Applied Technology, Harbin Institute of Technology, Shenzhen, Rapporteur du jury M. Patrick HENNEBELLE, Directeur de recherche, Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives - Astrophysique Instrumentation Modélisation, Membre du jury M. Pengfei CHEN, Professeur, School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, {{Résumé}} : Les éjections de masse coronale (CME) sont des éruptions impulsives de plasmas dans la couronne solaire. Leur interaction avec la magnétosphère de la Terre peut induire des conditions extrèmes de la météorologie de l’espace, avec un impact important sur les activités humaines liées aux technologies de pointe. Une compréhension approfondie de l'évolution des CMEs et de leurs progéniteurs est extrêmement importante pour prédire les éruptions de CMEs et les phénomènes de météorologie de l'espace qui en découlent. Dans cette thèse, à l'aide de simulations numériques et d'observations spatiales, nous étudions la cinématique, les propriétés thermiques et l'évolution du champ magnétique des tubes de flux dans les progéniteurs de CMEs et les CMEs elles-mêmes, avec en particulier le rôle spécifique de la reconnexion magnétique. Nous avons découvert que l'initiation des CMEs avant leur éruption impulsive est un processus couplé à plusieurs processus physiques. Nous avons montré que l'initiation des CMEs est d'abord déclenchée et pilotée par la reconnexion dans des tubes de flux hyperboliques, puis par le couplage de l'instabilité de tore et de cette même. Nous avons aussi montré que les coeurs chauds avant l'éjection impulsive sont formés par les lignes de champ des tubes de flux torsadés chauds, ces dernières étant progressivement formées et chauffées par la reconnexion glissante, dans des feuillets de courant minces entourant le tube de flux. Nous avons également étudié l'évolution du flux magnétique dans les CMEs, et avons trouvé que le tube torsadé pré-éruptif lui-même, plutôt que la reconnexion magnétique pendant l'éruption, est très probablement le principal contributeur au flux toroïdal de la CME. Plus spécifiquement, la reconnexion magnétique augmente d'abord, puis diminue le flux toroïdal des tubes de flux de la CME pendant l'éruption. En outre, nous avons étudié deux nouveaux phénomènes observationnels liés aux CMEs and flashs des éruptions dans la basse atmosphère solaire, notamment des manifestations de la croissance et de la déformation des tubes de flux des CMEs et de leurs progéniteurs, induites par la reconnexion magnétique. Enfin, nous avons proposé deux méthodes pour l'identification des points d’ancrage des tubes de flux associés aux CMEs, qui seront d'une grande utilité pour des futurs travaux visant à étudier leurs évolutions dans la couronne solaire et dans l'espace interplanétaire. Summary :   Coronal mass ejections (CMEs) are impulsive eruptions of plasmas in the solar corona. Their interaction with the Earth's magnetosphere can induce extreme space weather conditions, with a major impact on human activities related to advanced technologies. A thorough understanding of the evolution of CMEs and their progenitors is extremely important for predicting CME eruptions and their related space weather. In this thesis, using numerical simulations and space observations, we study the kinematics, thermal properties and magnetic field evolution of flux ropes in CME progenitors and CMEs, and especially, the specific role of magnetic reconnection. We have discovered that the initiation of CMEs before their impulsive rise is a multiple-physics coupled-process. We have shown that the initiation of CMEs is first triggered and driven by the reconnection in hyperbolic flux tubes, and then driven by the coupling of torus instability and reconnection. We have also shown that the hot channel before the impulsive ejection is built up by hot flux rope field lines, the latter of which are progressively formed and heated by slipping reconnection in thin current sheets surrounding the flux rope. We also studied the evolution of magnetic flux in CMEs, and found that the pre-eruptive flux rope, rather than the magnetic reconnection during the eruption, is most likely the main contributor to the toroidal flux of the CME. More specifically, the magnetic reconnection first increases and then decreases the toroidal flux of the CME flux rope during the eruption. In addition, we studied two new observational phenomena related to CMEs and flares in the solar lower atmosphere, which are manifestations of the growth and deformation of flux ropes in CME progenitors and CMEs induced by magnetic reconnection. Finally, we have proposed two methods for identifying the footpoints of flux ropes associated with CMEs, which will be very useful for future work aimed at studying their evolution in the solar corona and interplanetary space. </bloc> ------- -*{{Vendredi 17 novembre 2023, 14h00}},  Salle du Conseil, Bâtiment Perrault Observatoire de Paris, 77 avenue Denfert Rochereau, 75014 Paris, Soutenance de thèse de {{Madame Anne-Charlotte PERLBARG}}, sur le sujet "Programme NAROO - Observations pré-découvertes d’Astéroïdes Potentiellement Dangereux" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Daniel HESTROFFER, Astronome, IMCCE - Observatoire de Paris, Directeur de these Mme Christine DUCOURANT, Astronome adjoint, Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux - Université de Bordeaux, Rapporteur du jury M. Ettore PEROZZI, Senior Researcher, Space Situational Awareness Office - Agenzia Spaziale Italiana, Rapporteur du jury Mme Coralie NEINER, Directeur de recherche, LESIA - Observatoire de Paris, Membre du jury M. Paolo TANGA, Astronome, LAGRANGE - Observatoire de la Côte d'Azur - Université de la Côte d'Azur, Membre du jury M. Anatoliy IVANTSOV, Research Assistant, Observatoire Royal de Belgique, Membre du jury M. Vincent ROBERT, Maître de conférences, IMCCE - Observatoire de Paris / IPSA {{Résumé}} : Le programme New Astrometric Reduction of Old Observations (NAROO) est consacré à la mesure de plaques photographiques et à l'analyse d'anciennes observations à des fins scientifiques. L'un des objectifs du programme NAROO est de fournir des mesures de position précises des petits corps du système solaire afin d'améliorer les connaissances de leurs orbites et de leur dynamique. Les Astéroïdes Potentiellement Dangereux (PHAs) réalisent des rencontres proches avec la Terre. Ils constituent une menace puisqu'un impact peut avoir des conséquences catastrophiques. Les plaques photographiques sont une source substantielle d'anciennes observations d'objets du système solaire. Les bases de données existantes ont permis l'identification d'observations pré-découvertes, observations fortuites faites avant leur découverte, et d'observations anciennes de PHAs. Le numériseur NAROO fut utilisé pour numériser les plaques afin de réaliser leur réduction astrométrique avec le catalogue d'étoiles de référence Gaia DR3. Les résultats furent ajoutés à l'ensemble des données d'observation pour définir de nouvelles solutions orbitales et tenter de détecter l'effet Yarkovsky ou d'autres petites accélérations avec le logiciel Numerical Integration of the Motion of an Asteroid (NIMA). L'ajout de ces positions a amélioré de manière significative la précision de la nouvelle solution orbitale de chaque PHA. L'effet Yarkovsky n'a toutefois pu être détecté significativement que pour quelques objets. Cette thèse démontre l'intérêt d'utiliser des observations pré-découvertes et des observations anciennes sur plaques photographiques afin de mieux évaluer le risque lié aux PHAs dans un contexte de défense planétaire. {{Summary}} :   The New Astrometric Reduction of Old Observations (NAROO) program is dedicated to the measurement of photographic plates and the analysis of old observations for scientific purposes. One of the objectives of the NAROO program is to provide measurements of precise positions of the small bodies of the solar system in order to improve the knowledge of their orbits and dynamics. Potentially Hazardous Asteroids (PHAs) have close encounters with the Earth. They are a threat because an impact can have catastrophic consequences. Photographic plates are a substantial source of old observations of solar system objects. Existing databases allowed the identification of precovery observations, fortuitous observations made before their discovery, and old observations of PHAs. The NAROO digitizer was used to digitize the plates to achieve their astrometric reduction with the Gaia DR3 reference star catalog. The results were added to the observation dataset to define new orbital solutions and attempt to detect the Yarkovsky effect or other small accelerations with the Numerical Integration of the Motion of an Asteroid (NIMA) software. The addition of these positions significantly improved the accuracy of each PHA's new orbital solution. However, the Yarkovsky effect could only be detected significantly for few objects. This thesis demonstrates the value of using precovery observations and old observations on photographic plates to better assess the risk associated with PHAs in a global defense context. </bloc> ------- -*{{Jeudi 5 octobre 2023, 14h00}}, Amphithéâtre du batiment 18 5 place Jules Janssen, 92190, Meudon  Soutenance de thèse de  {{Monsieur Florian PHILIPOT}}, sur le sujet "Vers une recherche exhaustive des planètes géantes autour des étoiles proches de type solaire" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} Mme Anne-marie LAGRANGE, Directeur de recherche, LESIA - Observatoire de Paris - PSL, Directeur de these M. René DOYON, Professeur, Université de Montréal, Rapporteur du jury M. Brendan BOWLER, Assistant professor, The University of Texas at Austin, Rapporteur du jury Mme Isabelle BOISSE, Astronome adjoint, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Membre du jury M. Raffaele GRATTON, Astronomo ordinario, INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Membre du jury M. Guy PERRIN, Astronome, LESIA - Observatoire de Paris - PSL {{Résumé}} : La détection des premières exoplanètes dans les années 1990 a ouvert une nouvelle ère dans l'étude des planètes. Aujourd'hui, grâce aux instruments toujours plus performants, plusieurs centaines d'exoplanètes (Jupiters chauds, Super-Terre, systèmes multiples...) sont découvertes chaque année. Grâce à cette grande variété d'exoplanètes, il est possible d'étudier la distribution (distance, masse, excentricité...) de ces objets afin de mieux contraindre les modèles de formation et d'évolution des systèmes planétaires. Néanmoins, chaque méthode de détection a ses limites et ses biais de détection. Un des objectifs de cette thèse fut de mettre en évidence les limites des différentes méthodes de détection, en particulier celles liées aux vitesses radiales (VR), et d'améliorer la caractérisation des compagnons détectés en VR. Dans un premier temps, j'ai testé la solidité des études visant à déterminer la distribution radiale des planètes géantes. L'analyse des données de VR des étoiles abritant des planètes à longues périodes, de l'impact de l'activité stellaire et des hypothèses faites lors des calculs d'exhaustivité, nous a permis de démontrer que les études statistiques en VR n'étaient pas robustes au-delà de 7-8 ua. Par la suite, j'ai combiné des données de VR avec les mesures d'astrométrie absolue et relative disponibles dans le but d'améliorer la caractérisation des compagnons sub-stellaires à longues périodes. Cette étude a permis de contraindre précisément les paramètres orbitaux et, surtout, la masse de sept compagnons détectés en VR. Elle a également permis de mettre en avant l'importance du couplage des données de VR avec d'autres mesures afin de déterminer avec précision la nature d'un compagnon. Pour finir, j'ai utilisé les mesures d'anomalie de mouvements propres (PMa) des étoiles, estimées à partir des mesures astrométriques des télescopes Hipparcos et Gaia, dans le but de rechercher de nouveaux compagnons sub-stellaires dans les archives du spectrographe HARPS/VLT. Cette analyse m'a permis d'améliorer la caractérisation de 14 compagnons sub-stellaires et de découvrir trois nouvelles naines brunes ainsi que sept nouvelles exoplanètes. J'ai également pu démontrer l'efficacité de l'utilisation des mesures de PMa pour optimiser la recherche de compagnons sub-stellaires. {{Summary}} :   The detection of the first exoplanets in the 1990s opened a new era in the study of planets. Today, thanks to increasingly powerful instruments, several hundred exoplanets (hot Jupiters, Super-Earths, multiple systems...) are discovered every year. Thanks to this wide variety of exoplanets, it is possible to study the distribution (distance, mass, eccentricity...) of these objects in order to better constrain the formation and evolution models of planetary system. Nevertheless, each detection method has its own limitations and detection biases. One aim of this thesis was to identify the limitations of the various detection methods, in particular those related to radial velocities (RV), and to improve the characterization of companions detected by RV. As a first step, I tested the robustness of studies aimed at determining the radial distribution of giant planets. Analysis of RV data from stars hosting long-period planets, the impact of stellar activity and the hypothesis made in completeness calculations, allowed us to demonstrate that statistical RV studies were not robust beyond 7-8 AU. Subsequently, I combined RV data with available absolute and relative astrometry measurements to improve the characterization of long-period sub-stellar companions. This study allowed us to precisely constrain the orbital parameters and, above all, the mass of seven companions detected in RV. It also highlighted the importance of coupling RV data with other measurements to accurately determine the nature of a companion. Finally, I used measurements of stars' proper motion anomalies (PMa), derived from Hipparcos and Gaia absolute astrometry, to search for new sub-stellar companions in the HARPS/VLT spectrograph archive. This analysis enabled me to improve the characterization of 14 sub-stellar companions, and to discover three new brown dwarfs and seven new exoplanets. I also demonstrated the effectiveness of using PMa measurements to optimize the search for sub-stellar companions. </bloc> ------- -*{{Mardi 4 octobre 2023, 13h30}}, Observatoire de Paris 77 avenue Denfert-Rochereau 75014 Paris, Salle du Conseil, Soutenance de thèse de  {{Madame YAN Alix}}, sur le sujet "Restauration d'images corrigées par optique adaptative pour l'observation astronomique et de satellites : approche marginale par échantillonnage" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Laurent MUGNIER, Directeur de recherche, ONERA, Directeur de thÈse M. Eric THIÉBAUT, Astronome, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Rapporteur du jury M. Hervé CARFANTAN, Professeur, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury M. Jean-François GIOVANNELLI, Professeur, IMS Bordeaux, CoDirecteur de these Mme Anne-Marie LAGRANGE, Directeur de recherche, LESIA, Membre du jury Mme Céline MEILLIER, Maître de conférences, ICUBE, Membre du jury M. Neichel BENOÎT, Chargé de recherche, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Membre du jury {{Résumé}} : La restauration d’images corrigées par optique adaptative est particulièrement difficile, du fait de la méconnaissance de la réponse impulsionnelle du système optique (PSF pour point spread function) en plus des difficultés usuelles. Une approche efficace est de marginaliser l’objet en dehors du problème et d’estimer la PSF et les hyper-paramètres (liés à l’objet et au bruit) seuls avant la déconvolution. Des travaux récents ont appliqué cette déconvolution marginale, combinée à un modèle paramétrique de PSF, à des images astronomiques et de satellites. Cette thèse vise à proposer une extension de cette méthode. En particulier, nous utilisons un algorithme Monte-Carlo par chaînes de Markov (MCMC), afin d’inclure des incertitudes sur les paramètres et d'étudier leur corrélation a posteriori. Nous présentons des résultats détaillés obtenus sur des images astronomiques, simulées et expérimentales. Nous présentons également des premiers éléments sur l’ajout d’une contrainte de support sur l’objet. {{Summary}} :   Adaptive-optics-corrected image restoration is particularly difficult, as it suffers from the poor knowledge on the point spread function (PSF). One efficient approach is to marginalize the object out of the problem, and to estimate the PSF and (object and noise) hyper-parameters only before the deconvolution. Recent works have applied this marginal deconvolution, combined to a parametric model for the PSF, to astronomical and satellite images. This thesis aims at extending this previous method, using Markov chain Monte Carlo (MCMC) algorithms. This will enable us to derive uncertainties on the estimates, as well as to study posterior correlation between the parameters. We present detailled results on simulated and experimental, astrono satellite data. We also provide elements on the impact of a support constraint on the object. 444 </bloc> ------- -*{{Mardi 3 octobre 2023, 14h30}}, Salle de conférence du Château Observatoire de Paris - Site de Meudon, 5 Pl. Jules Janssen, 92190 Meudon, Bât, Soutenance de thèse de  {{Nicolas AIMAR}}, sur le sujet "Astrophysique extrême avec GRAVITY : sursauts énergétiques aux abords de l'horizon des événements du trou noir central de la Galaxie" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Frédéric VINCENT, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these M. Didier BARRET, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury Mme Katia FERRIÈRE, Directeur de recherche, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Rapporteur du jury M. Thibaut PAUMARD, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, CoDirecteur de these M. Eric GOURGOULHON, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury M. Benoît CERUTTI, Chargé de recherche, Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, Membre du jury M. Pierre-Olivier PETRUCCI, Directeur de recherche, Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, Membre du jury Mme Peggy VARNIÈRE, Chargé de recherche, AstroParticules et Cosmologie, Membre du jury {{Résumé}} : La Voie Lactée, comme a priori toutes les galaxies structurées, abrite en son cœur un trou noir supermassif d'environ 4,3 millions de masses solaires, nommé Sagittarius A* (Sgr A*). Sa taille, liée à sa masse, et sa proximité d'environ 8,3 kpc, en font le trou noir avec la plus grande taille angulaire dans le ciel (~50 μas), ce qui en fait la cible d'études idéales de ce genre d'objets. Les trous noirs sont les objets les plus compacts de l'Univers, avec un champ gravitationnel extrême proche de leur horizon. La description de ces objets et de leur environnement proche nécessite la prise en compte de la Relativité Générale, introduite en 1915 par Albert Einstein. Depuis plus de 20 ans, Sgr A* et son environnement sont la cible de nombreuses campagnes d'observations à différentes longueurs d'ondes (radio, IR, rayons X). Le suivi des orbites des étoiles-S contenues dans la seconde d'angle autour de Sgr A* a permis de prouver certains effets prédits par la Relativité Générale, tels que la précession de Schwarzschild. Les observations en rayons X et en NIR ont montré que Sgr A* présente une importante variabilité du flux émis par le flot d'accrétion, avec des sursauts dont le flux peut atteindre jusqu'à ~100 fois le flux médian. L'avènement de l'optique adaptative et de l'interférométrie optique, notamment avec les quatre grands télescopes du VLTI et l'instrument GRAVITY, ont permis de mettre en évidence un mouvement orbital de l'origine de trois sursauts observés en 2018. De nombreux modèles ont été envisagés pour expliquer les sursauts de Sgr A*, mais l'observation d'un mouvement orbital a fortement contraint ces modèles. Parmi eux, le modèle analytique de point chaud est largement utilisé avec différents degrés de complexité et d'hypothèses. En parallèle du développement des modèles analytiques, de nombreuses simulations d'accrétion autour de trous noirs ont été étudiées avec un intérêt particulier pour le phénomène de reconnexion magnétique qui apparaît comme un scénario plausible pour expliquer l'origine des sursauts de Sgr A*. Dans cette thèse, nous étudions différents modèles pour les sursauts de Sgr A* à l'aide du code de tracé de rayons Gyoto, allant d'un modèle de point chaud analytique avec une variabilité intrinsèque à un modèle semi-analytique basé sur la reconnexion magnétique. Le premier modèle est très utile pour comprendre les effets de la Relativité (Restreinte et Générale) sur les observables (astrométries et courbes de lumière), ainsi que l'influence de la variabilité intrinsèque sur celles-ci. Le second modèle est motivé par un phénomène physique particulier, la reconnexion magnétique, et est construit à partir des résultats des simulations numériques. Dans ce modèle, la vitesse azimutale est libre d'être super-Képlérienne, en raison de l'entraînement du site de reconnexion par les lignes de champ magnétique. Cette propriété constitue une contrainte observationnelle des sursauts de 2018 observés par GRAVITY que les modèles précédents ne parvenaient pas à expliquer. De plus, nous étudions également l'impact de la modélisation de l'état quiescent combiné aux sursauts sur les observables. La contribution de celui-ci dans les calculs d'astrométrie se traduit par un décalage entre la position du trou noir et le centre de l'orbite apparente, ce qui constitue une autre conclusion des observations des sursauts de 2018. En plus des astrométries et des courbes de lumière, GRAVITY a mesuré la polarisation des sursauts de 2018. Le code de tracé de rayons Gyoto est maintenant capable de calculer la polarisation des images. La nouvelle version du code a été validée en comparant les résultats avec un autre code de tracé de rayons, ipole. Le modèle basé sur la reconnexion magnétique montre des résultats très encourageants et peut être encore amélioré pour prendre en compte la polarisation, ainsi que les propriétés multi-longueurs d'onde des sursauts de Sgr A*. {{Summary}} :   The Milky Way, like presumably all structured galaxies, harbors a supermassive black hole at its core, approximately 4.3 million times the mass of the Sun, named Sagittarius A* (Sgr A*). Its size, determined by its mass, and its proximity of about 8.3 kpc make it the black hole with the largest angular size in the sky (~50 μas), making it the ideal target for studying this type of object. Black holes are the most compact objects in the Universe, with an extreme gravitational field near their event horizon. Describing these objects and their immediate environment requires taking into account General Relativity, introduced in 1915 by Albert Einstein. For over 20 years, Sgr A* and its environment have been the subject of numerous observation campaigns at various wavelengths (radio, IR, X-rays). Tracking the orbits of S-stars within one arcsecond around Sgr A* has provided evidence for certain effects predicted by General Relativity, such as Schwarzschild precession. X-ray and NIR observations have shown that Sgr A* exhibits significant variability in the emitted flux from the accretion flow, with flares that can reach up to $sim$100 times the median flux. The advent of adaptive optics and optical interferometry, particularly with the four large telescopes of the VLTI and the GRAVITY instrument, have revealed an orbital motion of the origin of three flares observed in 2018. Numerous models have been proposed to explain the flares of Sgr A*, but the observation of orbital motion has strongly constrained these models. Among them, the analytical hot spot model is widely used with varying degrees of complexity and assumptions. In parallel with the development of analytical models, numerous simulations of accretion around black holes have been studied, with a particular focus on the phenomenon of magnetic reconnection, which appears as a plausible scenario to explain the origin of the flares of Sgr A*. In this thesis, we study different models for the flares of Sgr A* using the ray-tracing code Gyoto, ranging from an analytical hot spot model with intrinsic variability to a semi-analytical model based on magnetic reconnection. The first model is very useful for understanding the effects of Relativity (Special and General) on observables (astrometry and light curves), as well as the influence of intrinsic variability on them. The second model is motivated by a specific physical phenomenon, magnetic reconnection, and is constructed based on the results of numerical simulations. In this model, the azimuthal velocity is free to be super-Keplerian, due to the dragging of the reconnection site by the magnetic field lines. This property constitutes an observational constraint of the 2018 flares observed by GRAVITY that previous models failed to explain. Additionally, we also study the impact of modeling the quiescent state combined with the flares on the observables. Its contribution in astrometry calculations results in a shift between the position of the black hole and the center of the apparent orbit, which is another conclusion from the observations of the 2018 flares. In addition to astrometry and light curves, GRAVITY has measured the polarization of the 2018 flares. The Gyoto ray-tracing code is now capable of calculating the polarization of images. The new version of the code has been validated by comparing the results with another ray-tracing code, ipole. The model based on magnetic reconnection shows very promising results and can be further improved to account for polarization, as well as the multi-wavelength properties of the flares of Sgr A*. </bloc> ------- -*{{Jeudi 28 septembre 2023, 14h00}}, Observatoire de Paris, Salle du Conseil 77 Av. Denfert Rochereau, 75014, Paris, Soutenance de thèse de  {{Rémi POITEVINEAU}}, sur le sujet "Environnement circum-nucléaire des AGN: tores moléculaires et outflows" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} Mme Françoise COMBES-BOTTARO, Astronome, Observatoire de Paris, Directeur de these M. David CORNU, Postdoc, Observatoire de Paris, Membre du jury M. Yann CLENET, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury M. Santiago GARCíA-BURILLO, Astronome, Observatorio Astronomico Nacional Observatorio de Madrid, Membre du jury M. Matthew LEHNERT, Directeur de recherche, Centre de Recherche en Astrophysique de Lyon, Membre du jury Mme Delphine PORQUET, Directeur de recherche, Laboratoir d'Astrophysique de Marseille, Membre du jury M. Roberto SAGLIA, Professeur, Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik, Rapporteur du jury M. Krajnović DAVOR, Tenured staff scientists, Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Rapporteur du jury {{Résumé}} : Le focus de cette recherche doctorale était d'explorer différents aspects des noyaux actifs de galaxies (AGN) et leur lien avec les trous noirs supermassifs (SMBH) dans différents environnements galactiques. Le chercheur a mené deux études clés au cours de son travail de thèse, contribuant ainsi à notre compréhension de l'alimentation des AGN, des mécanismes de rétroaction et de la détermination des masses des SMBH. La thèse s'est concentrée sur deux projets de recherche distincts. Le premier projet consistait à étudier la relation entre la masse des SMBH et les propriétés des galaxies radio-bruyantes, en mettant notamment l'accent sur l'évolution en fonction du décalage vers le rouge. Le chercheur a constitué un échantillon de 42 galaxies radio et d'AGN présentant des raies d'émission larges sur une plage de décalage vers le rouge de 0,3 à 4. En croisant les sources radio de l'enquête FIRST du Very Large Array (VLA) avec des galaxies spectroscopiquement confirmées provenant d'enquêtes à champ large, telles que SDSS, DES, WISE et GAMA, le chercheur a obtenu un ensemble de données complet. Les propriétés analysées comprenaient la masse stellaire, les taux de formation d'étoiles et les caractéristiques des trous noirs tels que la masse des SMBH, le rapport d'Eddington et la puissance des jets. Les résultats ont été comparés aux relations d'échelle existantes de la littérature, offrant ainsi des informations précieuses sur l'évolution des AGN radio-bruyants et leur lien avec les SMBH. Le deuxième projet faisait partie de l'enquête Galaxy Activity, Torus and Outflow Survey (GATOS). Il se concentrait sur l'étude des mécanismes d'alimentation et de rétroaction des AGN, en particulier dans les AGN de faible luminosité, les AGN occultés et les galaxies de type tardif. La détermination précise des masses des trous noirs centraux dans ces systèmes est complexe. Pour remédier à cela, le chercheur a utilisé l'échantillon GATOS et a effectué des observations à haute résolution avec le réseau ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) pour étudier les régions circumnucléaires des galaxies sélectionnées. En analysant l'émission CO(3-2) dans un rayon d'environ 100 parsecs autour du SMBH, le chercheur visait à obtenir des estimations plus précises des masses des trous noirs par rapport aux relations d'échelle traditionnelles. Une nouvelle approche a été développée en utilisant des techniques d'apprentissage supervisé pour estimer les masses des trous noirs à partir de diagrammes position-vitesse et d'observations ALMA CO(3-2). La méthode a été entraînée, validée et testée à l'aide de simulations numériques avec une large gamme de paramètres. Les résultats ont ensuite été appliqués à l'échantillon central de GATOS, révélant des estimations cohérentes des masses des trous noirs et fournissant des estimations robustes des erreurs. Ce travail a posé les bases d'une approche automatisée pour l'estimation de la masse des trous noirs en utilisant l'apprentissage machine. {{Summary}} :   The focus of this PhD research was to investigate various aspects of active galactic nuclei (AGN) and their connection to supermassive black holes (SMBHs) in different galactic environments. The researcher conducted two key studies during their doctoral work, which contributed to our understanding of AGN feeding, feedback mechanisms, and the determination of SMBH masses. The thesis focused on two separate research projects. The first project was to examined the relation between SMBH mass and the properties of radio loud galaxies, with a particular emphasis on redshift evolution. They compiled a sample of 42 radio galaxies and AGN with broad emission lines across a redshift range of 0.3 to 4. By cross-matching radio sources from the Very Large Array (VLA) FIRST survey with spectroscopically confirmed galaxies from wide-field surveys, including SDSS, DES, WISE, and GAMA, the researcher obtained a comprehensive dataset. The properties analyzed included stellar mass, star formation rates, and black hole characteristics such as SMBH mass, Eddington ratio, and jet power. The findings were compared with existing scaling relations from the literature, providing valuable insights into the evolution of radio loud AGN and their connection to SMBHs. The second project was part of the Galaxy Activity, Torus and Outflow Survey (GATOS). It focused on studying the feeding and feedback mechanisms of AGN, particularly in low-luminosity AGN, obscured AGN, and late-type galaxies. The precise determination of central black hole masses in these systems is challenging. To address this, the researcher utilized the GATOS sample and employed high-resolution observations from the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) to study the circum-nuclear regions of selected galaxies. By analyzing the CO(3-2) emission within approximately 100 parsecs around the SMBH, the researcher aimed to obtain more accurate estimates of the black hole masses compared to traditional scaling relations. A novel approach was developed using supervised machine learning techniques to estimate black hole masses based on position-velocity diagrams and ALMA CO(3-2) observations. The method was trained, validated, and tested using numerical simulations with a wide range of parameters. The results were then applied to the GATOS core sample, revealing consistent black hole mass estimations and providing robust error estimations. This work laid the foundation for an automated approach to black hole mass estimation using machine learning. </bloc> ------- -*{{Lundi 26 septembre 2023, 14h30}}, Observatoire de Paris, site de Meudon, Bâtiment 18 et en visio, Soutenance de thèse de  {{Thomas RICHARDSON}}, sur le sujet "Implications cosmologiques et astrophysiques de la structure interne des halos de matière noire" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Pier-Stefano CORASANITI, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these M. Marco DE PETRIS, Associate professor, La Sapienza Università de Roma, Rapporteur du jury M. Benoit FAMAEY, Directeur de recherche, Observatoire de Strasbourg, Rapporteur du jury Mme Sandrine PIRES, Chargé de recherche, CEA/Paris-Saclay, Membre du jury Mme Sandrine CODIS, Chargé de recherche, CEA/Paris-Saclay, Membre du jury M. Jean-Baptiste MELIN, Directeur de recherche, CEA/Paris-Saclay, Membre du jury M. Emmanuel NEZRI, Chargé de recherche, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Membre du jury M. Benoit SEMELIN, Professeur des universités, Observatoire de Paris, Membre du jury {{Résumé}} : À une époque de tensions en cosmologie, les amas de galaxies offrent une opportunité unique et renaissante pour apporter de nouvelles réponses aux débats. Étant les structures gravitationnellement liées les plus massives de l'Univers, les amas de galaxies se situent à la frontière entre la cosmologie et l'astrophysique, et sont à présent bien établies en tant que sonde cosmologique grâce à leurs abondances et leurclustering’. Dans cette thèse, nous examinons l’utilisation potentiel de la structure interne des amas de galaxies en tant que nouvelle sonde à la fois, du modèle cosmologique et des processus astrophysiques qui ont lieu à l’intérieur de ces objets. Précisément nous caractérisons la structure interne par le biais d’un proxy non paramétrique de la forme du profile de masse que nous nommons halo sparsity', définis comme étant simplement le rapport de deux masses. Nous montrons que l'utilisations de la sparsity permet de jauger l'impact de collisions et fusions d'amas ainsi que de concevoir une approche statistique permettant de rapidement détecter ces évènements dans les catalogues de grands relevés, en fournissant aussi une estimation préliminaire de l’époque à laquelle ces évènements ont eu lieu. De plus, nous quantifions la dépendance cosmologique de la sparsity nous permettant d’améliorer mais aussi de créer une nouvelle méthode pour contraindre les paramètres cosmologiques du modèle ΛCDM. Enfin, nous franchissons les premières étapes permettant d’amener cette sonde au-delà du domaine des nouveautés théorique en étudiant comment elle est affectée par diverses contraintes observationnelles. En particulier, nous examinons l’impact des traceurs de masse biaisés, des hypothèses faites par les pipelines observationnels, des incertitudes sur les mesures de masses ainsi que la possibilité de combiné la sprasity avec d’autres sondes cosmologiques. {{Summary}} :   At a time of tensions in cosmology, galaxy clusters provide a unique and renewed avenue to possibly settle debates. As the largest gravitationally bound structures in the Universe, galaxy clusters find themselves at the interface between cosmology and astrophysics, and are now well established probes of the cosmological model through their abundances and clustering. In this work, we investigate the potential of using the internal structure of galaxy clusters as a novel probe of both the underlying cosmology and the astrophysical processes which take place within these objects. Specifically, we characterise the internal structure through the shape of the mass profile which we quantify using a non-parametric proxy which we call halo sparsity, simply defined as the ratio of two masses. We show how the use of sparsity can gauge the impact of individual merger events and design a statistical approach to quickly detect recent events in large survey catalogues while also providing a preliminary estimate of the time at which these mergers took place. Furthermore, we quantify the cosmology dependence of halo sparsity allowing us to improve and design a novel approach to constrain the $Lambda$CDM cosmological parameters. Finally, we begin to take this probe beyond the realm of theoretical oddities by investigating how it is affected by observational constraints. In particular, we study the impact of biased mass tracers, observational pipeline assumptions, mass measurement uncertainties as well as the possibility of combining halo sparsity with other cosmological probes. </bloc> ------- -*{{Lundi 11 septembre 2023, 15h00}}, Observatoire de Paris 77 avenue Denfert-Rochereau 75014 Paris, Salle Denisse, Soutenance de thèse de  {{Madame COURTOT Ariane}}, sur le sujet "Réviser les pluies de météores: caractérisation du chaos dans les courants de météoroïdes" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Marc FOUCHARD, Maître de conférences, Observatoire de Paris, Directeur de these M. Jérémie VAUBAILLON, Astronome adjoint, Observatoire de Paris, CoDirecteur de thèse Mme Dominique BOCKELEE, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Membre du jury M. Benoit CARRY, Astronome adjoint, Observatoire de la Côte d'Azur, Membre du jury M. Giovanni VALSECCHI, Directeur de recherche, IAPS-INAF, Membre du jury Mme Anne-Sophie LIBERT, Professor, Université de Namur, Rapporteur du jury Mme Margaret CAMPBELL-BROWN, Professor, University Western Ontario, Rapporteur du jury {{Résumé}} : Un courant de météoroïdes est formé lorsque des météoroïdes sont éjectés par un corps parent (astéroïde ou comète). Lorsque ce courant rencontre la Terre, une pluie de météores apparaît. Ce lien entre météores observés et corps parent est difficile à établir, à cause notamment de la dynamique complexe des météoroïdes (forces non-gravitationelles -FNGs- et rencontres proches). Je définis donc un "groupe de météores" comme un ensemble de météores aux caractéristiques proches, mais dont le lien avec le corps parent est incertain. J'ai passé en revue les méthodes utilisées pour former des groupes: critère de dissimilarité des orbites et algorithmes de groupement. Au vu des incomplétudes remarquées, j'ai choisi de m'intéresser à ce problème sous l'angle du chaos, défini comme l'augmentation exponentielle de la distance entre deux orbites initialement infiniment proches. J'ai sélectionné un indicateur de chaos adapté, puis j'ai réalisé des cartes de chaos sur les Géminides, les Draconides et les Léonides, trois pluies de météores aux orbites très différentes. On montre comment les résonances de moyen mouvement (RMMs) capturent les particules et les empêchent de rencontrer la planète responsable de la RMM. Cet effet est plus important dans le cas de RMMs plus larges. Cependant, les FNGs peuvent modifier cet effet. Pour les Géminides, il existe un rayon limite en-dessous duquel la diffusion due aux FNGs empêche la capture dans les RMMs. En revanche, pour les Draconides et les Léonides, ce rayon limite est bien plus faible, et n'est pas atteint dans mes simulations. Cela est dû à la fois à la largeur des RMMs, bien supérieure à celle des Géminides, et l'effet plus faible des FNGs à masse égale par rapport aux Géminides. Enfin, je me suis intéressée aux Taurides, pour lesquelles le lien avec le corps parent fait l'objet de recherches, et plus particulièrement aux branches Nord et Sud. Cette fois, j'ai choisi d'utiliser les observations des météores. Elles se sont révélées difficiles à exploiter pour une étude dynamique et j'ai donc dû sélectionner moi-même des particules qui correspondent aux Taurides (selon leur position dans le ciel et leur vitesse au moment de leur rencontre avec la Terre). Les cartes montrent le chaos très élevé des Taurides et l'abscence du mécanisme lié aux RMMs. Ces différences pourraient justifier la classification des Taurides en groupe plutôt qu'en pluie. J'ai eu des difficultés à retrouver les Taurides Sud dans mes données, ce qui jette un doute sur la validité de cette branche. D'autres intégrations sont nécessaires pour investiguer ces résultats, mais les cartes de chaos donnent de premières indications sur la différence groupe/pluie. {{Summary}} :   A meteoroid stream is formed when meteoroids are ejected by a parent body (asteroid or comet). When this stream encounters the Earth, a meteor shower appears. This link between observed meteors and their parent body is difficult to establish, mainly because of the complex dynamics of meteoroids (non-gravitational forces -NGFs- and close encounters). I therefore define a 'meteor group' as a set of meteors with similar characteristics, but whose link with the parent body is uncertain. I have reviewed the methods used to form groups: orbit dissimilarity criteria and grouping algorithms. In view of the incompleteness observed, I chose to look at this problem from the angle of chaos, defined as the exponential increase in the distance between two orbits that are initially infinitely close. I selected a suitable chaos indicator and then produced chaos maps of the Geminids, Draconids and Leonids, three meteor showers with very different orbits. I showed how mean motion resonances (MMRs) capture the particles and prevent them from encountering the planet responsible for the MMR. This effect is greater in the case of larger MMRs. However, NGFs can modify this effect. For Geminids, there is a limiting radius below which diffusion due to NGFs prevents capture in MMRs. On the other hand, for Draconids and Leonids, this limiting radius is much smaller, and is not reached in my simulations. This is due both to the width of the RMMs, which is much greater than that of the Geminids, and to the weak effect of the NGFs for the same mass for these orbits, unlike the Geminids. Finally, I turned my attention to the Taurids, for which the link with the parent body is the topic of several studies, and more particularly to the North and South branches. This time, I chose to use meteor observations. These proved difficult to exploit for a dynamic study, so I had to select the particles that corresponded to the Taurids myself (according to their position in the sky and their speed at the time of their encounter with the Earth). The maps show the very high chaos of the Taurids and the absence of the MMR mechanism. These differences could justify classifying the Taurids as a group rather than a shower. I had difficulty finding the Southern Taurids in my data, which casts doubt on the validity of this branch. Further integrations are needed to investigate these results, but the chaos maps give some initial indications of the group/shower distinction. </bloc> ------- -*{{Lundi 27 mars 2023, 14h00}}, Institut d'Astrophysique de Paris, 77 avenue Denfert-Rochereau, 75014 Paris, Soutenance de thèse de  {{Monsieur Luc ABSIL}}, sur le sujet "Vers une mesure de l'effet Casimir à l'aide d'un interféromètre à atomes ultra-froids piégés" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Franck PEREIRA DOS SANTOS, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these Mme Saïda GUELLATI-KHELIFA, Directeur de recherche, LKB, Membre du jury M. Christophe SALOMON, Directeur de recherche, LKB, Membre du jury M. Pierre LEMONDE, Directeur de recherche, INSTITUT NEEL, Membre du jury Mme Caroline CHAMPENOIS, Directeur de recherche, PIIM, Rapporteur du jury M. Gabriel DUTIER, Maître de conférences, LPL, Rapporteur du jury {{Résumé}} : À l’échelle du micromètre, les interactions atome-surface sont dominées par le potentiel de Casimir-Polder. Cette thèse s’inscrit dans le cadre du développement de l’expérience ForCa-G (Force de Casimir et Gravitation à courte distance) où la mesure des forces à courte distance (de l’ordre du micromètre) est réalisée à l’aide d’atomes de 87Rb refroidis à des températures de l’ordre de quelques centaines de nano-kelvins et piégés dans un réseau optique vertical à proximité d’une surface diélectrique. Afin d’éviter la contamination de cette surface lors des étapes de refroidissement, les atomes sont préparés 30 cm plus bas. Nous prouvons l’efficacité de notre méthode de transport à l’aide d’oscillations de Bloch, permettant à la fois un contrôle satisfaisant de leur position finale sans échauffement ni élargissement excessif du nuage dans la direction verticale. Une efficacité jusque 30% des atomes initiaux a été mesurée après le transport, qui s’abaisse à 10% après recapture dans le réseau vertical. Une séquence de transitions Raman stimulées permet alors la séparation spatiale et cohérente des paquets d’onde atomique sur des puits adjacents du réseau puis leur recombinaison. Cet interféromètre nous permet de remonter à la différence d’énergie entre ces puits, liée aux différents potentiels vus par les atomes. Une première mesure de force a ainsi pu être réalisée jusqu’à une distance de 1 µm de la surface et mettre clairement en évidence l’apparition d’un potentiel attractif. De premières analyses suggèrent toutefois qu’un champ électrique parasite dû à l’adsorption d’atomes de Rubidium sur la surface s’additionnent à la contribution due au potentiel de Casimir-Polder attendu. {{Summary}} :   At the micrometer scale, atom-surface interactions are dominated by the Casimir-Polder potential. This thesis is part of the development of the ForCa-G (Casimir Force and Short Range Gravitation) experiment where the measurement of short range forces (around the micrometer range) is performed using 87Rb atoms cooled to temperatures of the order of a few hundred nano-kelvin and trapped in a vertical optical lattice in the vicinity of a dielectric surface. In order to avoid contamination of this surface during the cooling steps, the atoms are prepared 30 cm below. We prove the efficiency of our transport method using Bloch oscillations, allowing both a satisfactory control of their final position without heating or excessive enlargement of the cloud radius in the vertical direction. An efficiency of up to 30% of the initial number of atoms has been measured after transport, which drops to 10% after recapture in the vertical lattice. A sequence of stimulated Raman transitions then allows the spatial and coherent separation of the atomic wave packets on adjacent wells of the lattice and their recombination. This interferometer allows us to measure the energy difference between these wells, which is related to the different potentials seen by the atoms. A first measurement has been performed up to a distance of 1µm from the surface, demonstrating the appearance of an attractive potential near the surface. However, initial analyses suggest that a parasitic electric field due to the adsorption of Rubidium atoms on the surface adds to the expected Casimir-Polder potential contribution. </bloc> ---- -*{{Jeudi 2 mars 2023, 14h30}}, Observatoire de Paris-PSL 5 Place Jules Janssen, 92195 Meudon, salle du Château, Soutenance de thèse de  {{Madame Nour SKAF}}, sur le sujet "Auto-optimisation de l'optique adaptative et caractérisation de systèmes exoplanétaires" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Anthony BOCCALETTI, Chargé de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these M. Marcel CARBILLET, Full professor, Observatoire Cote d'Azur, Rapporteur du jury Mme Vanessa BAILEY, Staff Scientist, Jet Propulsion Laboratory, Rapporteur du jury Mme Maud LANGLOIS, Directeur de recherche, CRAL, Membre du jury M. Pierre-Olivier LAGAGE, Directeur de recherche, CEA, Membre du jury M. Perrin GUY, Astronome, LESIA, Membre du jury M. Olivier GUYON, Full professor, Subaru Telescope, CoDirecteur de these {{Résumé}} : Avec plus de 5200 exoplanètes découvertes, notre compréhension de la formation et de l'évolution des planètes est mise à l'épreuve. L'étude de leur atmosphère et de leurs processus de formation est cruciale pour trouver et caractériser des planètes semblables à la Terre. Dans ce contexte, ma thèse s'articule autour de trois aspects visant cet objectif. J'ai d’abord étudié l'atmosphère des exoplanètes, avec trois Jupiter chauds (WASP-127b, WASP-79b et WASP-62b), observés en transit avec le télescope spatial Hubble dans le proche infrarouge. Leur analyse atmosphérique a révélé d'importantes caractéristiques de l'eau et la présence possible d'hydrate de fer (FeH). Outre la méthode des transits, la technique d'imagerie directe est unique pour évaluer la population de planètes géantes à longue période. Cependant, il est très difficile et pourtant nécessite de surmonter le grand contraste à une courte séparation angulaire, en présence de distorsions optiques de l'atmosphère terrestre et des optiques à l'intérieur de l'instrument. Elles induisent toutes deux des “speckles", qui imitent les signaux des exoplanètes. La technique d'optique adaptative vise à corriger les speckles atmosphériques, mais est aveugle à certains de ceux de l'instrument, également appelés non-common path aberrations (NCPA). J'ai développé un algorithme visant à reconnaître et corriger en continu le NCPA lors des observations du ciel nocturne. DrWHO (direct reinforcement wavefront heuristic optimization) utilise la caméra en plan focal pour auto-optimiser le système d’AO. Je l'ai validé avec des simulations, puis sur ciel, sur l'instrument SCExAO du télescope Subaru à Hawaii, démontrant son efficacité, sa robustesse et sa flexibilité. L’imagerie directe est maintenant de plus en plus puissante pour comprendre comment les planètes se forment en observant les disques circumstellaires. Une illustration en est le système emblématique bêta Pictoris, une étoile entourée d’un disque de débris et d’au moins deux planètes géantes, clé pour comprendre les interactions et l’évolution disque-planète. J’ai analysé les premières données d’imagerie à haut contraste dans l’infrarouge moyen du système beta Pictoris, observées avec l’instrument NEAR-VISIR sur le VLT. Bien que la planète b n’ait pas été détectée, j’ai mis des contraintes sur un possible disque circumplanétaire autour d’elle. Les données révèlent de multiples structures de disque, y compris l’amas de poussière connu sur le côté sud-ouest, observé pour la première fois en 2003. En utilisant des observations d’archives couvrant 16 ans d’observations, j’ai trouvé que son orbite était képlérienne et indiquait peut-être une planète. Pour conclure, on peut encore améliorer le développement de l’instrumentation avec DrWHO. Cela ouvre la voie à l’utilisation des informations sur le plan focal pour atteindre un contraste plus élevé, pour la prochaine génération de télescopes plus grands, et dévoiler les caractéristiques des populations d’exoplanètes.

Summary :
With over 5200 exoplanets discovered, our understanding of planet formation and evolution is challenged. Studying their atmosphere and formation processes is crucial to ultimately find and characterize Earth-like planets. In this context, my PhD revolves around three aspects aimed at this purpose. I studied exoplanets’ atmosphere, with three transiting hot Jupiters (WASP-127b, WASP-79b, and WASP-62b), observed in transit with the Hubble Space Telescope in the near infrared. Their atmospheric analysis revealed significant water features and the possible presence of iron hydrate (FeH). Besides the transit method, the direct imaging technique is unique to assess the population of long-period giant planets. However, it is highly challenging and requires overcoming the large contrast at short angular separation, in the presence of optical distortions from the Earth’s atmosphere and the optics within the instrument. They both induce speckles, which mimic exoplanet signals. Adaptive optics technique aims to correct the atmospheric speckles, but is blind to some of the instrument’s ones, also called non-common path aberrations (NCPA). I developed an algorithm aimed at continuously recognizing and correcting NCPA during night-sky observations. DrWHO (direct reinforcement wavefront heuristic optimization) uses the focal plane camera to self-optimize the AO system. I validated it with simulations, then on-sky, at the SCExAO instrument at the Subaru Telescope in Hawaii, demonstrating its efficiency, robustness, and flexibility. Direct imaging is now increasingly powerful in understanding how planets form by observing circumstellar disks. An illustration is the emblematic beta Pictoris system, a star surrounded by a debris disk and at least two giant planets, key to understanding disk-planet interactions and evolution. I analyzed the first high-contrast imaging data in the mid-infrared of the beta Pictoris system, observed with the NEAR-VISIR instrument on the VLT. Although planet b was not detected, I put constraints on a possible circumplanetary disk around it. The data reveals multiple disk structures, including the known southwest dust clump, first observed in 2003. Using archival observations covering a 16-year baseline, I found its orbit to be Keplerian, and possibly indicating a planet. To conclude, there is room for improvement on the instrumentation development with DrWHO. This is opening the road to use focal plane information to reach higher contrast, for the upcoming generation of larger telescopes, and unveil exoplanets population characteristics. </bloc> ------- -*{{Mardi 7 Février 2023, 14h00}}, Auditorium THALES R&T, 1 avenue Augustin Fresnel, 91767, Palaiseau   , Soutenance de thèse de  {{Monsieur Jérémie COTXET}}, sur le sujet "Vers une horloge compacte à piégeage cohérent de population du césium : source laser bifréquence bipolarisation et banc optoélectronique miniature" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Stéphane GUERANDEL, Chargé de recherche, SYRTE - Observatoire de Paris, Directeur de these M. Marc BRUNEL, Professeur, Institut FOTON UMR 6082, Rapporteur du jury M. Vincent RONCIN, Maître de conférences, Laboratoire de Physique des Lasers, Rapporteur du jury Mme Marie-Christine ANGONIN, Professeur, Sorbonne Université, Membre du jury Mme Gaëlle LUCAS-LECLIN, Maître de conférences, Laboratoire Charles Fabry/IOGS, Membre du jury M. François VERNOTTE, Professeur, Université Franche-Comté, Membre du jury {{Résumé}} : Le phénomène de piégeage cohérent de population (coherent population trapping, CPT) à fort contraste est particulièrement prometteur pour le développement d’une horloge atomique compacte et à haute stabilité de fréquence. Une architecture d’horloge compacte originale reposant sur un banc optoélectronique miniature et un laser à émission bifréquence bipolarisation est proposée. Un banc miniature, de volume inférieur à 10 L, regroupant les fonctions optiques et les asservissements nécessaires à la stabilisation du champ laser est développé et étudié. Les éléments optiques miniatures sont minutieusement alignés pour garantir des réductions de bruit comparables aux montages de laboratoire. Une étude complète de la stabilisation de puissance optique est faite, révélant les limites d’origines électroniques sur les temps courts et les sensibilités thermiques du montage sur les temps longs. L’utilisation d’un générateur bifréquence permet de valider le banc en réalisant la spectroscopie CPT sur la raie D2 du césium en fonctionnement continu et impulsionnel. Un laser à semi-conducteur à cavité étendue (de type vertical-external-cavity surface-emitting laser, VECSEL) est implémenté pour générer les deux fréquences optiques nécessaires à l’interrogation CPT. Les choix de conception et de réalisation du VECSEL, en particulier pour obtenir l’émission de deux modes dont les intensités sont fortement corrélées et en phase, sont détaillés. L’émission de deux modes de polarisation autour de 852 nm (et de 895 nm) avec une différence de fréquence accordable de quelques gigahertz est obtenue. La compréhension des corrélations entre les états propres de la cavité permet de modéliser et d’optimiser les stratégies de réduction des bruits du laser. Avec des fluctuations d’intensité en phase, la stabilisation de la puissance optique mène à des réductions similaires des bruits des deux modes de polarisation, mais limitées par l’amplitude des corrélations. Les asservissements simultanés d’une fréquence optique ainsi que de la différence de fréquence entre les modes sont démontrés pour la première fois grâce à l’utilisation judicieuse de deux cristaux électro-optiques intégrés dans la cavité laser. Les contributions des bruits du laser aux instabilités de fréquence de la future horloge sont estimées. Les bruits d’intensité et de phase radiofréquence participent majoritairement à limiter la stabilité à quelques 10^-13 à 1 s d’intégration, respectant les objectifs visés. {{Summary}} :   The coherent population trapping (CPT) phenomenon with high contrast is particularly promising for the development of a compact and high frequency stability clock. An original compact clock architecture based on a miniature optoelectronic bench and a dual-polarization dual-frequency laser is proposed. A miniature bench (volume below 10 L) with the optical functions and the servo-controls necessary to the stabilization of the laser field is developed and studied. The miniature optical components are meticulously aligned to guarantee noise reductions comparable to laboratory setups. A complete study of the optical power stabilization is made, revealing the electronic limitations at short-term and the thermal sensitivities of the setup at long-term. The use of a dual-frequency generator allows to validate the bench by obtaining the CPT spectroscopy on the D2 line of cesium in continuous and pulsed regime. A vertical-external-cavity surface-emitting laser (VECSEL) is implemented to generate the two optical frequencies necessary for the CPT interrogation. The design choices for the VECSEL, in particular to obtain the emission of two modes with strongly correlated and in-phase optical intensities, are detailed. The addition of elements in the cavity leads to additional losses and limits the emitted optical power. The emission of two polarization modes around 852 nm (and 895 nm) with a tunable frequency difference of a few gigahertz is obtained. The understanding of the correlations between the cavity eigenstates allows to model and optimize the reduction strategies of the laser noises. With in-phase intensity fluctuations, the stabilization of the optical power leads to similar noise reductions for both polarization modes, but limited by the amplitude of the correlations. Simultaneous control of the optical frequency as well as of the frequency difference between the modes is demonstrated for the first time using two electro-optical crystals integrated in the laser cavity. The contributions of the laser noises to the frequency instabilities of the future compact clock are estimated. The intensity and phase noises participate limits the stability to only a few 10^-13 at 1 s, in line with the targeted objectives. </bloc> ------- -*{{Vendredi 27 janvier 2023, 15h00}},   Observatoire de Paris, Salle de Conseil 77, Avenue Denfert-Rochereau 75014 Paris  , Soutenance de thèse de  {{Monsieur Hoai-Nam HOANG }}, sur le sujet "Long term stability and diffusion in the solar system" <bloc>Jury et résumé {{Composition du jury}} M. Jacques LASKAR, Directeur de recherche, Observatoire de Paris, Directeur de these Mme Anne LEMAITRE, Full professor, University of Namur, Rapporteur du jury M. Christos EFTHYMIOPOULOS, Associate professor, Universita degli Studi di Padova, Rapporteur du jury
M. Freddy BOUCHET, Directeur de recherche, ENS de Lyon, Membre du jury
M. Konstantin BATYGIN, Full professor, California Institute of Technology, Membre du jury
M. Ugo LOCATELLI, Associate professor, University of Rome, Membre du jury
M. Federico MOGAVERO, Chercheur post-doctoral, IMCCE, Co-encadrant de these
Mme Françoise ROQUES, Astronome, Observatoire de Paris, Membre du jury

Résumé :
Le système solaire étant chaotique, l’évolution de l’orbite de la Terre au-delà de 60 millions d’années ne peut être prédite de manière fiable. En revanche, les variations orbitales de la Terre contrôlent l’insolation qui entraîne des changements climatiques à long terme, et ont été imprimées dans les enregistrements géologiques. La récupération de ce forçage astronomique dans les données géologiques a révolutionné la détermination des échelles de temps géologiques. La prise en compte de l’incertitude chaotique du forçage astronomique est une nécessité. Pour aborder ce problème, nous obtenons, évaluons et illustrons l’application de fonctions de densité de probabilité des fréquences séculaires en utilisant kernel density estimation, dont l’incertitude est déterminée par la méthode du moving block bootstrap. En plus d’être chaotiques, les planètes internes du système solaire peuvent également être instables. Malgré le manque de contraintes apparentes qui limitent la dynamique chaotique, la probabilité d’instabilité est remarquablement faible en 5 milliards d’années, surtout si l’on considère qu’elle est 1000 fois plus longue que le temps de Lyapunov du système. Nous tentons de résoudre ce paradoxe dans cette thèse en étudiant la déstabilisation dans sa complexité totale d’un système de haute dimension. Dans un premier temps, nous fournissons une analyse statistique exhaustive de l’instabilité jusqu’à 100 Gyr à partir d’une hiérarchie de modèles séculaires à différents degrés d’excentricités et d’inclinaisons. Nous constatons que l’hamiltonien tronqué au degré 4, malgré son exhaustivité, est trop stable et ne suffit pas à reproduire les statistiques d’instabilité. Ceci est dû à la contribution significative inattendue des termes au degré 6 à la frontière de l’instabilité. Dans un deuxième temps, nous montrons que la dynamique des planètes internes sur son échelle de temps chaotique est lente-rapide avec une large séparation des échelles de temps. La première preuve se trouve dans son spectre de Lyapunov, où une hiérarchie d’exposants caractéristiques s’étend sur deux ordres de grandeur. Les plus petits exposants de Lyapunov peuvent être reliés aux variables lentes, qui varient sur une échelle de temps beaucoup plus longue que le temps de Lyapunov. Concrètement, à partir d’une analyse systématique des résonances séculaires principales, nous démontrons trois quasi-symétries, qui définissent trois quasi-intégrales de mouvement. Par une nouvelle utilisation d’une méthode statistique traditionnelle - l’analyse en composantes principales, nous confirmons que ces quasi-intégrales sont parmi les degrés de liberté les plus lents de la dynamique chaotique. Les quasi-intégrales contraignent la diffusion chaotique à long terme des orbites, ralentissant ainsi le système dans sa trajectoire vers la collision planétaire.

Summary  :
Because the Solar System is chaotic, the orbital evolution of the Earth’s orbit beyond 60 Myr cannot be reliably predicted. On the other hand, Earth’s orbital variations control insolation which leads to long-term climate change, and were thus imprinted in the geological records. The recovery of this astronomical forcing in geological data has revolutionized the determination of the geological time scales. Taking into account the chaotic uncertainty of the astronomical forcing is necessary for a complete astronomical calibration of geological records. To address this problem, we obtain, benchmark and illustrate the application of probability density functions of the secular frequencies using kernel density estimation, whose uncertainty determined by the moving block bootstrap method. Apart from being chaotic, the inner planets of the Solar System can also be unstable. Despite the lack of apparent constraints that bound the chaotic dynamics, the probability of instability is remarkably low in 5 billion years, especially considering it is 1000 times longer than the Lyapunov time of the system. We attempt to resolve the paradox in this thesis by studying the destabilization in its total complexity of a high dimensional system. As a first step, we provide an exhaustive statistical analysis of instability up to 100 Gyr from a hierarchy of secular models at different degrees in eccentricities and inclinations. We find that the Hamiltonian truncated at degree 4, despite its comprehensiveness, is overly stable and not sufficient to reproduce the instability statistics. This is due to the unexpectedly significant contribution of the terms at degree 6 to the frontier of instability. As a second step, we show that the dynamics of the inner planets over its chaotic timescale is slow-fast with a wide separation of timescales. The first evidence is found in its Lyapunov spectrum, where a hierarchy of characteristic exponents spans two orders of magnitude. The smallest Lyapunov exponents can be related to the slow variables, which vary on a timescale much longer than the Lyapunov time. Concretely, from a systematic analysis of the leading secular resonances, we demonstrate three quasi-symmetries, which define three quasi-integral of motion. By a novel utilization of a traditional statistical method - principal component analysis, we confirm that these quasi-integrals are among the slowest degrees of freedom of the chaotic dynamics. The quasi-integrals constrain the long-term chaotic diffusion of the orbits, thereby slowing down the system in their pathway towards planetary collision

Composition du jury

Mme Serena VITI, Professeur, Universiteit Leiden, Rapporteur du jury
M. John BLACK, Professeur émérite, Chalmers University of Technology, Rapporteur du jury
Mme Maryvonne GERIN, Directeur de recherche, LERMA - Observatoire de Paris - PSL, Membre du jury
Mme Emilie HABART, Maître de conférences, Institut d’Astrophysique Spatiale - Université Paris-Saclay, Membre du jury
M. Olivier BERNÉ, Directeur de recherche, Institut de recherche en astrophysique et planétologie - CNRS - Université Toulouse-III-Paul-Sabatier, Membre du jury
M. Franck LE PETIT, Astronome, LERMA - Observatoire de Paris - PSL, Directeur de thÈse

Résumé :
Les conditions de formation des étoiles est un sujet central en astrophysique. Le taux de formation stellaire (SFR) est relié à la masse de gaz moléculaire par la relation de Schmidt-Kennicutt. Une étoile modifie son nuage parent grâce aux vents, jets et à son rayonnement, balayant son environnement, détruisant des sites de formation d’étoiles, mais pouvant aussi en compresser et déstabiliser, déclenchant la formation de nouvelles étoiles. Ma thèse s’est concentrée sur la rétroaction radiative, largement dominée par celle des étoiles massives. Cela crée une région ionisée en expansion au plus près de l’étoile, suivie d’une région où l’hydrogène moléculaire est dissocié (photodissociation region en anglais, ou PDR), trop chaude pour former des étoiles. De nombreux modèles physico-chimiques des PDRs cherchent un état stationnaire, négligeant la dynamique du gaz. Des observations Herschel en CO excité et ALMA (Atacama Large Millimeter Array) en CH+ et SH+ ont changé la vision stationnaire de la structure des PDRs en soulignant le rôle de la dynamique du gaz. Le bord des nuages se trouve être à haute pression, fortement corrélée à l’intensité du champ UV incident. Le mécanisme de photo-évaporation peut reproduire ces caractéristiques : avec l’évaporation à haute vitesse du gaz chaud ionisé, l’effet fusée fait se propager une onde de pression dans le nuage, expliquant les hautes pressions observées. Par l’érosion du nuage, la frontière avec le milieu ionisé, le front d’ionisation (IF), avance dans le milieu neutre. Les modèles PDRs tant numériques que théoriques doivent être mis à jour pour prendre en compte cette propagation de l’IF. Nous avons d’abord construit un modèle semi-analytique de la transition entre le gaz atomique et moléculaire (H/H2) tenant compte de l’avancement de l’IF. Nous avons montré que la largeur de la région atomique est réduite comparé à des modèles statiques. Elle peut même disparaître si la vitesse de l’IF dépasse une valeur seuil, menant à la fusion de l’IF et de la transition H/H2. Nous avons trouvé des formules pour estimer ce seuil ainsi que la colonne densité totale de H atomique. En comparant notre théorie avec des observations de PDRs, nous avons montré que les effets de la dynamique sont forts, en particulier pour les PDRs faiblement illuminées comme la nébuleuse de la Tête de Cheval. En préparation des observations JWST de H2, nous avons implémenté le calcul des populations des niveaux de H2 dans le code Hydra, un code hydro-dynamique dépendant du temps modélisant les PDRs en photo-évaporation. L’étude précédente nous a permis de conclure que les effets dynamiques amène du H2 dans une région plus chaude et plus illuminée. Le rapprochement de la transition H/H2 réduit l’intensité absorbée par les poussière, qui est alors convertie en pompage UV de H2 (amplification d’un facteur 6 trouvé pour la Barre d’Orion mais peu efficace dans la Tête de Cheval). En addition, nous avons étudié des observations ALMA de la Tête de Cheval à haute résolution spatiale montrant une grande proximité entre l’IF et la molécule CO, présente habituellement profondément dans le nuage. Nous trouvons une borne supérieure à la largeur de la région atomique à quelques centaines d’unités astronomiques. Nous trouvons que le code PDR statique et stationnaire de Meudon reproduit la largeur de la région atomique sous la contrainte, tout comme les modèles dynamiques. Ces observations ne permettent donc pas de contraindre les effets dynamiques. Nous avons effectué une étude d’observations à haute résolution spectrale de raies d’émission de H2 faites par le spectrographe IGRINS. Nous montrons que les rapports de raies contraignent peu les conditions physiques, mais que le peuplement des états de H2 est fortement influé par des relaxations induites par collision, contrairement à l’image classique d’une cascade majoritairement radiative après pompage UV.

Summary :
The conditions of formation of stars is a fundamental question of astrophysics. The star formation rate (SFR) is linked to the mass of molecular gas by the Schmidt-Kennicutt relation. However, a star applies some feedbacks on its parent cloud in the form of winds, jets and radiation. They sweep their environment, destroying other star formation sites, but can also compress and destabilize them, triggering the formation of new stars. My thesis focused on the radiative feedback, which is vastly dominated by the one of massive stars. It creates an expanding region where the gas is ionized close to the star, followed by a region where the chemistry is dominated by photons capable of dissociating molecular hydrogen (photodissociation region, or PDR) which includes a layer of atomic hydrogen, which is too hot to form stars. Its width informs us about the fraction of gaz unable to form stars. Numerous models describe the physics and chemistry of PDRs by looking for a stationary state, and neglecting the gas dynamics. However, new observations made by Hershel in excited CO, and by the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) in CH+ and SH+ have changed the stationary vision of PDR structure by highlighting the role of the gas dynamics. The edge of clouds is found to be a high-pressure environment, which is strongly correlated to the impinging UV field intensity. The photo-evaporation mechanism is capable of reproducing those features : with the high-speed evaporation of hot ionized gas, the rocket effect makes a pressure wave propagate inside the cloud, explaining the high pressures observed. By the erosion of the cloud, the border withe the ionized medium, the ionization front (IF) advances into the neutral medium. PDR models have to be updated to take into account the propagation of the IF. We built a semi-analytical model of the transition between atomic and molecular gas (H/H2) including the advancing IF. We obtained that the width of the atomic region is reduced compared to static models. It can also disappear if the IF velocity exceeds a threshold value, leading to the merging of the IF and the H/H2 transition. We found analytical formulas to estimate this threshold as well as the total column density of atomic H. By comparing our theory to PDRs observations, we showed that the dynamical effects are strong, especially in the case of weakly illuminated PDRs such as the Horsehead. To prepare for the JWST observations of H2, we have implemented the computation of H2 levels in the Hydra code, which is a hydro-dynamic, time dependent code that models the physics and chemistry of photo-evaporating PDRs. The precedent study allowed to conclude that dynamical effects bring some H2 in a hotter and more illuminated region. The reduction of the IF-H/H2 distance reduces the intensity absorbed by dust, which is then converted to UV-pumping of H2 (amplification by a factor 6 for the Orion Bar, but not efficient in the Horsehead). In addition, we studied ALMA observations of the Horsehead with high spatial resolution. They show a great proximity between the IF and the CO line emission, usually present deep in the cloud. We find an upper limit of a few hundred astronomical units for the width of the atomic region. We find that isobaric, static and stationary Meudon PDR models reproduce the width of the atomic region within the limit found, and so does the dynamical models. These observations therefore do not allow us ton constrain dynamical effects. We performed a study on high spectral resolution observations of rotation-vibration lines of H2 made by the IGRINS spectrograph. We show that the line ratios do not constrain well the physical conditions, but that the population of the states of H2 are much influenced by relaxation rates induced by collisions, unlike the classical picture of a cascade mainly dominated by radiation after the UV pumping.