RECHERCHES D’EMISSION DIFFUSES EN RAYONS GAMMA DE TRES HAUTE ENERGIE ET PHYSIQUE FONDAMENTALE AVEC H.E.S.S. ET CTAO
Les observations en rayons gamma de très hautes énergies (THE, E>100 GeV) sont cruciales pour la compréhension des phénomènes non-thermiques les plus violents à l’œuvre dans l’Univers. La région centre de la Voie Lactée est une région complexe et active en rayons gamma de THE. Parmi les sources gamma de THE se trouvent le trou noir supermassif Sagittarius A* au coeur de la Galaxie, des vestiges de supernova ou encore des régions de formation d'étoiles. Le centre Galactique (CG) abrite un un accélérateur de rayons cosmiques jusqu’à des énergies du PeV, des émissions diffuses du GeV au TeV dont le « Galactic Center Excess » (GCE) dont l’origine est encore inconnue, de potentielles sources variables au TeV, ainsi que possibles populations de sources non encore résolues (pulsars millisecondes, trous noirs de masses intermédiaires). Le CG devrait être la source la plus brillante d’annihilations de
particules massives de matière noire de type WIMPs. Des candidats matière noire plus légers, les particules de type axions (ALP), pourraient se convertir en photons, et vice versa, dans les champs magnétiques laissant une empreinte d’oscillation dans les spectres gamma de noyaux actifs de galaxies (AGN).
L'observatoire H.E.S.S. situé en Namibie est composé de cinq télescopes imageurs à effet Cherenkov atmosphérique. Il est conçu pour détecter des rayons gamma de quelques dizaines de GeV à plusieurs dizaines de TeV. La région du Centre Galactique est observée par H.E.S.S. depuis vingt ans. Ces observations ont permis de détecter le premier Pevatron Galactique et de poser les contraintes les plus fortes à ce jour sur la section efficace d'annihilation de particules de matière noire dans la plage en masse du TeV. Le futur observatoire CTA sera déployé sur deux sites, l'un à La Palma et l'autre au Chili. Ce dernier composé de plus de 50 télescopes permettra d'obtenir un balayage sans précédent de la région sur Centre Galactique.
Le travail proposé portera sur l'analyse et l'interprétation des observations H.E.S.S. conduites dans la région du Centre Galactique pour la recherche d'émission diffuses (populations de sources non résolues, matière noire massive) ainsi que des observations menées vers un sélection de noyaux actifs de galaxie pour la recherche d'ALPs constituant la matière noire. Ces nouveaux cadres d'analyses seront implémentés pour les analyses CTA à venir. Une implication dans la commissioning des premiers MSTs au Chili ainsi que dans l’analyse des premières données scientifiques sont attendues.
Simulation à grande échelle et apprentissage automatique dans la structure du nucléon?
Cette proposition de thèse porte sur la structure tridimensionnelle du nucléon à travers les distributions de partons généralisées (GPD). Les GPD permettent d’accéder à la répartition spatiale des quarks et gluons ainsi qu’au tenseur énergie-impulsion, offrant ainsi des informations sur le spin, la pression interne et la masse du nucléon. Deux défis majeurs sont identifiés?: le manque de données expérimentales et la difficulté à générer des observables simulées précises via le calcul sur réseau. Le projet se décline en deux volets?: (I) produire de nouvelles simulations de QCD sur réseau de moments de GPD, améliorer les algorithmes et assurer l’extrapolation vers le continuum?; (II) développer des méthodes d’apprentissage automatique pour résoudre les problèmes inverses mal posés et réaliser des ajustements globaux combinant données expérimentales et simulation. La thèse sera réalisée conjointement entre Julich Forschungszentrum (Allemagne) et le CEA (France) au travers du laboratoire virtuel AIDAS, avec un partage du temps entre les deux pays. Les compétences attendues incluent la théorie quantique des champs, la programmation (C++, Python) et une bonne maîtrise du calcul haute performance. Le but du travail est d'obtenir la première extraction fiable de la structure 3D du nucléon, utile pour les futurs collisionneurs EIC/EicC.
Modélisation de la réponse instrumentale des télescopes spatiaux avec un modèle optique différentiable
Contexte
L'effet de lentille gravitationnelle faible [1] est une sonde puissante de la structure à grande échelle de notre univers. Les cosmologistes utilisent l'effet de lentille faible pour étudier la nature de la matière noire et sa distribution spatiale. Les missions d'observation de l'effet de lentille faible nécessitent des mesures très précises de la forme des images de galaxies. La réponse instrumentale du télescope, appelée fonction d'étalement du point (PSF), produit une déformation des images observées. Cette déformation peut être confondue avec les effets d'un faible effet de lentille sur les images de galaxies, ce qui constitue l'une des principales sources d'erreur systématique lors de la recherche sur les faibles effets de lentille. Par conséquent, l'estimation d'un modèle de PSF fiable et précis est cruciale pour le succès de toute mission de faible lentille [2]. Le champ de la PSF peut être interprété comme un noyau convolutionnel qui affecte chacune de nos observations d'intérêt, qui varie spatialement, spectralement et temporellement. Le modèle de la PSF doit être capable de gérer chacune de ces variations. Nous utilisons des étoiles spécifiques considérées comme des sources ponctuelles dans le champ de vision pour contraindre notre modèle PSF. Ces étoiles, qui sont des objets non résolus, nous fournissent des échantillons dégradés du champ de la PSF. Les observations subissent différentes dégradations en fonction des propriétés du télescope. Ces dégradations comprennent le sous-échantillonnage, l'intégration sur la bande passante de l'instrument et le bruit additif. Nous construisons finalement le modèle de la PSF en utilisant ces observations dégradées et utilisons ensuite le modèle pour déduire la PSF à la position des galaxies. Cette procédure constitue le problème inverse mal posé de la modélisation de la PSF. Voir [3] pour un article récent sur la modélisation de la PSF.
La mission Euclid récemment lancée représente l'un des défis les plus complexes pour la modélisation de la PSF. En raison de la très large bande passante de l'imageur visible (VIS) d'Euclid, allant de 550 nm à 900 nm, les modèles de PSF doivent capturer non seulement les variations spatiales du champ de PSF, mais aussi ses variations chromatiques. Chaque observation d'étoile est intégrée avec la distribution d'énergie spectrale (SED) de l'objet sur l'ensemble de la bande passante du VIS. Comme les observations sont sous-échantillonnées, une étape de super-résolution est également nécessaire. Un modèle récent appelé WaveDiff [4] a été proposé pour résoudre le problème de modélisation de la PSF pour Euclid et est basé sur un modèle optique différentiable. WaveDiff a atteint des performances de pointe et est en train d'être testé avec des observations récentes de la mission Euclid.
Le télescope spatial James Webb (JWST) a été lancé récemment et produit des observations exceptionnelles. La collaboration COSMOS-Web [5] est un programme à grand champ du JWST qui cartographie un champ contigu de 0,6 deg2. Les observations de COSMOS-Web sont disponibles et offrent une occasion unique de tester et de développer un modèle précis de PSF pour le JWST. Dans ce contexte, plusieurs cas scientifiques, en plus des études de lentille gravitationnelle faible, peuvent grandement bénéficier d'un modèle PSF précis. Par exemple, l'effet de lentille gravitationnel fort [6], où la PSF joue un rôle crucial dans la reconstruction, et l'imagerie des exoplanètes [7], où les speckles de la PSF peuvent imiter l'apparence des exoplanètes, donc la soustraction d'un modèle de PSF exact et précis est essentielle pour améliorer l'imagerie et la détection des exoplanètes.
Projet de doctorat
Le candidat visera à développer des modèles PSF plus précis et plus performants pour les télescopes spatiaux en exploitant un cadre optique différentiable et concentrera ses efforts sur Euclid et le JWST.
Le modèle WaveDiff est basé sur l'espace du front d'onde et ne prend pas en compte les effets au niveau du pixel ou du détecteur. Ces erreurs au niveau des pixels ne peuvent pas être modélisées avec précision dans le front d'onde car elles se produisent naturellement directement sur les détecteurs et ne sont pas liées aux aberrations optiques du télescope. Par conséquent, dans un premier temps, nous étendrons l'approche de modélisation de la PSF en tenant compte de l'effet au niveau du détecteur en combinant une approche paramétrique et une approche basée sur les données (apprises). Nous exploiterons les capacités de différenciation automatique des cadres d'apprentissage automatique (par exemple TensorFlow, Pytorch, JAX) du modèle WaveDiff PSF pour atteindre l'objectif.
Dans une deuxième direction, nous envisagerons l'estimation conjointe du champ de la PSF et des densités d'énergie spectrale (SED) stellaires en exploitant des expositions répétées ou des dithers. L'objectif est d'améliorer et de calibrer l'estimation originale de la SED en exploitant les informations de modélisation de la PSF. Nous nous appuierons sur notre modèle PSF, et les observations répétées du même objet changeront l'image de l'étoile (puisqu'elle est imagée sur différentes positions du plan focal) mais partageront les mêmes SED.
Une autre direction sera d'étendre WaveDiff à des observatoires astronomiques plus généraux comme le JWST avec des champs de vision plus petits. Nous devrons contraindre le modèle de PSF avec des observations de plusieurs bandes pour construire un modèle de PSF unique contraint par plus d'informations. L'objectif est de développer le prochain modèle de PSF pour le JWST qui soit disponible pour une utilisation généralisée, que nous validerons avec les données réelles disponibles du programme COSMOS-Web JWST.
La direction suivante sera d'étendre les performances de WaveDiff en incluant un champ continu sous la forme d'une représentation neuronale implicite [8], ou de champs neuronaux (NeRF) [9], pour traiter les variations spatiales de la PSF dans l'espace du front d'onde avec un modèle plus puissant et plus flexible.
Enfin, tout au long de son doctorat, le candidat collaborera à l'effort de modélisation de la PSF par les données d'Euclid, qui consiste à appliquer WaveDiff aux données réelles d'Euclid, et à la collaboration COSMOS-Web pour exploiter les observations du JWST.
Références
[1] R. Mandelbaum. “Weak Lensing for Precision Cosmology”. In: Annual Review of Astronomy and Astro- physics 56 (2018), pp. 393–433. doi: 10.1146/annurev-astro-081817-051928. arXiv: 1710.03235.
[2] T. I. Liaudat et al. “Multi-CCD modelling of the point spread function”. In: A&A 646 (2021), A27. doi:10.1051/0004-6361/202039584.
[3] T. I. Liaudat, J.-L. Starck, and M. Kilbinger. “Point spread function modelling for astronomical telescopes: a review focused on weak gravitational lensing studies”. In: Frontiers in Astronomy and Space Sciences 10 (2023). doi: 10.3389/fspas.2023.1158213.
[4] T. I. Liaudat, J.-L. Starck, M. Kilbinger, and P.-A. Frugier. “Rethinking data-driven point spread function modeling with a differentiable optical model”. In: Inverse Problems 39.3 (Feb. 2023), p. 035008. doi:10.1088/1361-6420/acb664.
[5] C. M. Casey et al. “COSMOS-Web: An Overview of the JWST Cosmic Origins Survey”. In: The Astrophysical Journal 954.1 (Aug. 2023), p. 31. doi: 10.3847/1538-4357/acc2bc.
[6] A. Acebron et al. “The Next Step in Galaxy Cluster Strong Lensing: Modeling the Surface Brightness of Multiply Imaged Sources”. In: ApJ 976.1, 110 (Nov. 2024), p. 110. doi: 10.3847/1538-4357/ad8343. arXiv: 2410.01883 [astro-ph.GA].
[7] B. Y. Feng et al. “Exoplanet Imaging via Differentiable Rendering”. In: IEEE Transactions on Computational Imaging 11 (2025), pp. 36–51. doi: 10.1109/TCI.2025.3525971.
[8] Y. Xie et al. “Neural Fields in Visual Computing and Beyond”. In: arXiv e-prints, arXiv:2111.11426 (Nov.2021), arXiv:2111.11426. doi: 10.48550/arXiv.2111.11426. arXiv: 2111.11426 [cs.CV].
[9] B. Mildenhall et al. “NeRF: Representing Scenes as Neural Radiance Fields for View Synthesis”. In: arXiv e-prints, arXiv:2003.08934 (Mar. 2020), arXiv:2003.08934. doi: 10.48550/arXiv.2003.08934. arXiv:2003.08934 [cs.CV].
Étude de la fission de l’uranium-235 induite par des neutrons de 0.5 à 40 MeV à NFS-SPIRAL2 avec le spectromètre FALSTAFF et le code FIFRELIN
Le projet présenté ici a un objectif double. Il s’agira pour notre équipe de réaliser (étalonnage, montage, prise et analyse des données) une première expériénce avec le détecteur FALSTAFF dans sa configuration à deux bras de détection. Une telle géométrie permettra la mesure en coïncidence des deux fragments émis par la fission déclenché par des neutrons rapides (entre 0,5 et 40 MeV environ sur la ligne de neutrons de SPIRAL2-NFS). L’utilisation de la cinématique directe permet de contrôler évènement par évènement la réaction détectée, notamment l’énergie d’excitation du noyau qui fissionne par la détermination de l’énergie cinétique du neutron incident.
Pour cette première expérience, nous employerons une cible de 235U, dont la fission dans les réacteurs nucléaires est au coeur de leur principe de production d’énergie. Ainsi, une compréhension extrêmement détaillée de la fission de ce noyau déclenchée par les neutrons est indispensable. Cette mesure complète qui inclura non seulement l’identification des deux fragments de fission mais également la détermination de leur cinématique sera pratiquement une première scientifique dans la méthode de la cinématique directe où le faisceau de neutrons et dirigé sur la cible d’uranium. Pour permettre cette expérience, recommandée par le comité du GANIL et qui se fera en 2026, nous avons fait évoluer le spectromètre FALSTAFF améliorer ses performances de détection, notamment grâce au financement que la région Normandie nous a octroyé. Ce travail expérimental se complètera d’un travail détaillé sur un modèle théorique de la fission développé par nos collaborateurs du CEA-Cadarache auquel nos données avec FALSTAFF serviront de point de comparaison précis. Le test de ce modèle sur des données aussi complètes que celles de FALSTAFF n’a encore pas été réalisé.
Time-tagging précis et tracking des leptons dans des faisceaux de neutrinos de nouvelle génération avec des détecteurs PICOSEC-Micromegas de grande surface.
Le projet ENUBET (Enhanced NeUtrino BEams from kaon Tagging) vise à développer un faisceau de neutrinos « monitoré » dont le flux et la composition en saveurs sont connus avec une précision au pourcent près, afin de permettre des mesures de sections efficaces de neutrinos d’une précision inédite. Pour cela, le tunnel de désintégration est instrumenté pour détecter et identifier les leptons chargés issus des désintégrations de kaons.
Le Micromegas PICOSEC est un détecteur gazeux à microstructures rapide et à double étage d’amplification, combinant un radiateur Tcherenkov, une photocathode et une structure Micromegas. Contrairement aux Micromegas classiques, l’amplification s’y produit également dans la région de dérive, où le champ électrique est plus intense que dans la région d’amplification principale. Cette configuration permet d’atteindre des résolutions temporelles exceptionnelles, de l’ordre de 12 ps pour les muons et d’environ 45 ps pour les photoélectrons uniques, faisant du PICOSEC l’un des détecteurs gazeux les plus rapides jamais réalisés.
L’intégration de modules Micromegas PICOSEC de grande surface dans le tunnel de désintégration d’ENUBET permettrait un horodatage des leptons avec une précision inférieure à 100 ps, améliorant l’identification des particules, réduisant le pile-up, et facilitant la corrélation entre les leptons détectés et leurs kaons parents — une étape clé vers des faisceaux de neutrinos à flux contrôlé avec précision.
Dans le cadre de cette thèse, le candidat ou la candidate participera à l’optimisation et à la caractérisation de prototypes Micromegas PICOSEC de 10 × 10 cm², ainsi qu’à la conception et au développement de détecteurs de plus grande surface pour l’expérience nuSCOPE et l’instrumentation du hadron dump d’ENUBET.
Observateurs explicables et IA interprétable pour accélérateurs supraconducteurs et identification d’isotopes radioactifs
Les accélérateurs du GANIL, SPIRAL1 et SPIRAL2, génèrent des données complexes dont l’interprétation reste difficile. SPIRAL2 souffre d’instabilités dans ses cavités supraconductrices, tandis que SPIRAL1 requiert une identification fiable des isotopes dans des conditions bruitées.
Ce projet de thèse vise à développer une IA interprétable fondée sur la théorie des observateurs, combinant modèles physiques et apprentissage automatique pour détecter, expliquer et prédire les anomalies. En intégrant des approches causales et des outils d’explicabilité comme SHAP et LIME, il renforcera la fiabilité et la transparence du fonctionnement des accélérateurs.
Méthodes pour la détection rapide d’évènements gravitationnels à partir des données LISA
La thèse porte sur le développement de méthodes d’analyse rapide pour la détection et la caractérisation des ondes gravitationnelles, en particulier dans le cadre de la future mission spatiale LISA (Laser Interferometer Space Antenna) prévue par l’ESA vers 2035.L’analyse des données fait intervenir différentes étapes dont l’une des premières est le « pipeline » d’analyse rapide, dont le rôle est la détection de nouveaux évènements, ainsi que la caractérisation d’évènements. Le dernier point a trait à l’estimation rapide de la position dans le ciel de la source d’émission d’ondes gravitationnelles, et de leur temps caractéristique tel que le temps de coalescence pour une fusion de trous noirs par exemple. Ces outils d'analyse forment le pipeline d'analyse à faible latence (low-latency pipeline). Au-delà de l’intérêt pour LISA, celui-ci joue également un rôle primordial pour le suivi rapide des évènements détectés par des observations électromagnétiques (observatoires au sol ou spatiaux, des ondes radio aux rayons gamma). Si des méthodes d’analyse rapides ont été développées pour les interféromètres au sol, le cas des interféromètres spatiaux tels que LISA reste un champ à explorer. Ainsi, un traitement adapté des données devra prendre en compte le mode de transmission des données par paquet, nécessitant ainsi la détection d’évènements à partir de données incomplètes. À partir de données entachées d’artefacts tels que des glitches, ces méthodes devront permettre la détection, la discrimination et l’analyse de sources diverses
Dans cette thèse, nous proposons de développer une méthode robuste et performante pour la détection précoce de binaires de trous noirs massifs (MBHBs). Cette méthode devra permettre la prise en compte du flux de données tel qu’attendu dans le cadre de LISA, traité de potentiels artefacts (e.g. bruit non-stationnaire et glitches). Elle permettra la production d’alarmes, incluant un indice de confiance de la détection ainsi qu’une première estimation des paramètres de la source (temps de coalescence, position dans le ciel et masse de la binaire) ; une première estimation rapide est essentielle pour initialiser au mieux une estimation plus précise mais plus couteuse de l’estimation de paramètres.
Sur le lien universel accrétion / éjection : des microquasars aux transitoires extragalactiques
Ce projet de thèse étudie le couplage universel entre l'accrétion et l'éjection, processus fondamentaux par lesquels les trous noirs et les étoiles à neutrons grandissent et libèrent de l'énergie. En utilisant les microquasars comme laboratoires proches, le candidat étudiera comment les variations des flux d'accrétion produisent des jets relativistes, et comment ces mécanismes s'appliquent à l'échelle des trous noirs supermassifs dans les événements de disruption par marée (TDE).
Le couplage accrétion-éjection entraîne des rétroactions d'énergie qui façonne la formation et l'évolution des galaxies, mais son origine physique reste mal comprise. Le candidat combinera des observations multi-longueurs d'onde - provenant du SVOM (rayons X/optique) et de nouveaux télescopes radio (MeerKAT, précurseurs du SKA) - pour effectuer des analyses résolues en temps reliant les états d'accrétion à l'émission de jets. De récentes missions telles que Einstein Probe et l'observatoire Vera Rubin (LSST) élargiront considérablement l'échantillon de transitoires, y compris les TDE à jets, permettant de nouveaux tests de la physique du lancement des jets à travers les échelles de masse et de temps.
Au sein de l'équipe CEA/IRFU, un partenaire majeur de SVOM, l'étudiant participera à la détection en temps réel des transitoires et au suivi multi-longueurs d'onde, tout en exploitant les données d'archives pour fournir un contexte à long terme. Ce projet permettra au candidat de se former à l'astrophysique des hautes énergies, à la radioastronomie et à la découverte basée sur les données, contribuant ainsi à une compréhension unifiée de l'accrétion, de la formation des jets et de la rétroaction cosmique.
À la recherche des exo-aurores
Les aurores sont des phénomènes optiques bien connus dans les planètes du système solaire. Elles ont une grande valeur diagnostique, car leurs émissions révèlent la composition atmosphérique des planètes, la présence de champs magnétiques et les conditions du vent solaire à l'orbite de la planète. La recherche d'aurores sur les exoplanètes et les naines brunes constitue la prochaine étape. Une première avancée dans cette direction a récemment eu lieu, avec la détection d'une émission de CH4 attribuée à l'excitation aurorale sur la naine brune W1935. Cette détection, ainsi que la perspective d'observer d'autres caractéristiques aurorales avec les télescopes existants et à venir, sont à l'origine de ce projet. Nous construirons notamment le premier modèle dédié à l'étude des émissions aurorales de CH4 et H3+ sur les exoplanètes et les naines brunes. Ce modèle sera utilisé pour étudier les conditions sur W1935 et pour prédire la détectabilité des aurores sur d'autres objets substellaires.
Dynamique de faisceau pour un accélérateur laser-plasma multi-étages
Les accélérateurs laser-plasma à champs de sillage (LWFAs) peuvent produire des gradients d'accélération supérieurs à 100 GV/m, ouvrant la voie à la réduction de la taille et du coût des futurs accélérateurs haute énergie pour des applications en rayonnement synchrotron, lasers à électrons libres, ainsi que des applications médicales et industrielles émergentes.
L’augmentation de l’énergie et de la charge du faisceau nécessite à la fois une maturité technologique et des schémas d'accélération innovants. Les configurations multi-étages — connectant plusieurs étages d'accélération plasma — offrent des avantages clés : augmenter l'énergie du faisceau au-delà des limites d'une cellule unique et améliorer la charge totale et/ou la cadence de répétition. Ces systèmes visent à surmonter les limitations des accélérateurs mono-étage tout en maintenant ou améliorant la qualité du faisceau à plus hautes énergies.
Concevoir un accélérateur délivrant des faisceaux stables, reproductibles et de haute qualité nécessite une compréhension approfondie de la physique de l'accélération plasma et du transport de faisceau entre les étages successifs.
S'appuyant sur l'expertise du DACM du CEA Paris-Saclay, cette thèse se concentrera sur les études physiques et numériques nécessaires pour proposer une conception intégrée d'un LWFA multi-étages, avec une attention particulière à l'optimisation de tous les composants —cellule plasma et lignes de transport — afin de préserver la qualité du faisceau en termes de taille transverse, divergence, émittance et dispersion en énergie.