Les mesures des propriétés statistiques de la structure de l’univers à grande échelle (LSS) fournissent des informations sur la physique qui a généré les fluctuations primordiales de densité. En particulier, elles permettent de distinguer différents modèles d’inflation cosmique en mesurant la non-gaussianité primordiale (PNG), l’écart par rapport aux conditions initiales du champ aléatoire gaussien.

Notre stratégie pour étudier les LLS, consiste à utiliser un relevé spectroscopique, DESI, dont l’instrument a été mis en service à la fin de l'année 2019. DESI observera 40 millions de galaxies et de quasars. Les observations ont lieu au télescope Mayall de 4 m en Arizona. Depuis le printemps 2021, le projet a débuté une période d’observation sans interruption qui durera 5 ans, ce qui permettra de couvrir un quart de la voute céleste.

Pour ce projet de thèse, les LSS sont mesurées avec deux traceurs de la matière : les galaxies très lumineuses rouges (LRG) et les quasars, objets très lointains et très lumineux. Ces deux traceurs nous permettent de couvrir une large plage en redshift allant de 0.4 à 4.0.

Au cours de sa première année de thèse, l’étudiant participera à la fin de l’analyse de la première année d’observation. Il étudiera en particulier, la structuration à grandes échelles avec des quasars et des galaxies (LRG). Son travail consistera aussi à évaluer toutes les sources possibles de biais dans la sélection des quasars et des LRG qui pourraient contaminer un signal cosmologique. Dans un deuxième temps, l’étudiant développera une analyse plus sophistiquée qui mettra en œuvre les statistiques à trois points comme le bispectre et qui sera étendue à un échantillon plus important représentant les trois premières années d’observation de DESI.

Les amas de galaxies, situés aux nœuds de la toile cosmique, sont les plus grandes structures de l’Univers liées par la gravitation. Leur nombre et leur distribution spatiale sont très sensibles aux paramètres cosmologiques, comme la densité de matière dans l’Univers. Les amas constituent ainsi une sonde cosmologique performante. Elle a fait ses preuves ces dernières années (sondages Planck, South Pole Telescope, XXL, etc.) et promet de grandes avancées les prochaines années (sondages Euclid, Observatoire Vera Rubin, Simons Observatory, CMB-S4, etc.).
Le pouvoir cosmologique des amas de galaxies s’accroît avec la taille de l’intervalle de décalage vers le rouge (redshift) couvert par le catalogue. Le figure jointe montre les domaines de redshift couverts par les catalogues d’amas extraits des expériences d’observation du fond diffus cosmologique (première lumière émise dans l’Univers 380000 ans après le Big Bang). Ainsi, Planck a détecté les amas les plus massifs de l’Univers dans 0<z<1 alors que SPT et ACT, plus sensibles mais couvrant moins de ciel, ont déjà détecté des dizaines d’amas entre z=1 et z=1.5 et quelques amas entre z=1.5 et z=2. La prochaine génération d’instruments (Simons Observatory à partir de 2024 et CMB-S4 à partir de 2032) permettra de détecter de façon routinière les amas dans 1<z<2 et observera les premiers amas formés dans l’Univers dans 2<z<3.
Seules les expériences étudiant le fond diffus cosmologique pourront observer le gaz chaud dans ces premiers amas à 2<z<3, grâce à l’effet SZ, du nom de ses deux découvreurs Sunyaev et Zel’dovich. Cet effet, dû aux électrons de grande énergie du gaz des amas, provoque une petite perturbation du spectre en fréquence du fond diffus cosmologique, ce qui le rend détectable. Mais le gaz n’est pas la seule composante émettrice dans les amas : des galaxies à l’intérieur des amas émettent aussi en radio ou en infrarouge ce qui contamine le signal SZ. Cette contamination est faible à z<1 mais augmente drastiquement avec le redshift. On s’attend à ce que ces émissions radio et infrarouge soient du même ordre de grandeur que le signal SZ dans l’intervalle 2<z<3.
Il faut donc essayer de comprendre et modéliser l’émission du gaz des amas en fonction du redshift, mais aussi celle des galaxies radio et infrarouge qu’ils contiennent pour pouvoir préparer la détection des premiers amas de galaxies de l’Univers.
L’Irfu/DPhP a développé les premiers outils de détection d’amas de galaxies dans les données du fond diffus cosmologique dans les années 2000. Ces outils ont été utilisés avec succès sur les données Planck et sur les données sol, comme celles de l’expérience SPT. Ils sont efficaces pour détecter les amas de galaxies dont l’émission est dominée par le gaz mais leur performance est inconnue dans le cas où l‘émission par les galaxies radios et infrarouges est importante.
Le travail de thèse consistera dans un premier temps à étudier et modéliser les émissions radio et infrarouge des galaxies des amas détectés dans les données du fond diffus cosmologique (Planck, SPT et ACT) en fonction du redshift.
Dans un second temps, on quantifiera l’impact de de ces émissions sur les outils de détection d’amas existants, dans le domaine de redshift actuellement sondé (0<z<2) puis dans le domaine de redshift futur (2<z<3).
Enfin, à partir de notre connaissance acquise sur ces émissions radio et infrarouge des galaxies dans les amas, on développera un nouvel outil d’extraction d’amas destiné aux amas à grand redshift (2<z<3) pour maximiser l’efficacité de détection et la maîtrise des effets de sélection, i.e. le nombre d’amas détecté par rapport à au nombre total sous-jacent.

Les supernovae à effondrement de cœur jouent un ro^le pivot dans l’e´volution stellaire des e´toiles massives, la naissance des e´toiles a` neutrons et des trous noir, et l’enrichissement chimique des galaxies. Comment explosent-elles ? Le me´canisme d’explosion peut e^tre e´claire´ par l’analyse des signaux multi-messager: la production de neutrinos et d’ondes gravitationnelles est module´e par les instabilite´s hydrodynamiques pendant la seconde qui suit la formation d’une proto-e´toile a` neutrons.
Cette thèse propose d’utiliser la comple´mentarite´ des signaux multi-messager d’une supernova à effondrement de cœur, a` la lumie`re des simulations nume´riques de la dynamique de l’effondrement et de l'analyse perturbative, pour en extraire les informations physiques sur le me´canisme d’explosion.
Le projet abordera plus spe´cifiquement les proprie´te´s multi-messager de l'instabilite´ du choc stationnaire ("SASI") et de l'instabilité de corotation ("low T/W") pour un proge´niteur en rotation. Pour chacune de ces instabilite´s, les informations de composition des neutrinos et de polarisation des ondes gravitationnelles seront exploite´es, ainsi que la corre´lation entre ces signaux.

Le télescope spatial James Webb (JWST) révolutionne notre vision du premier milliard d'années après le big bang, en nous permettant de détecter les galaxies primordiales formées par l'effondrement des premières surdensités de l'Univers. Les études initiales des propriétés de ces galaxies, en partie réalisées par notre équipe, ont révélé que leur formation est encore largement incomprise et potentiellement en tension avec le modèle cosmologique standard (LCDM). En effet, ces études ont mis en évidence un excès potentiel de galaxies massives primordiales, impliquant une croissance accélérée de ces galaxies à des efficacités de formation d'étoiles bien au-delà des prédictions des modèles théoriques. Avant d'invoquer des modèles cosmologiques et d'évolution des galaxies radicalement différents, il est néanmoins nécessaire de confirmer ces tensions, qui ne reposent actuellement que sur des mesures très incertaines de la masse stellaire de quelques galaxies.
Cette thèse aura pour objectif de confirmer ou infirmer ces tensions en contraignant pour la première fois de manière solide la masse stellaire d’un large échantillon statistique de galaxies primordiales. Pour ce faire, nous combinerons les données de quatre relevés extragalactiques du JWST avec une approche statistique originale d’empilement d’images nous permettant d’obtenir la masse stellaire moyenne des galaxies primordiales qui sont autrement trop faibles pour être détectées individuellement par le JWST dans la fenêtre critique de l’infrarouge moyen. Ces informations, ainsi que celles obtenues sur leur activité de formation d'étoiles, seront déterminantes pour comprendre la croissance des premières galaxies de l’Univers.

Il existe deux types d'instruments pour observer les ondes gravitationnelles (GW) à basse fréquence : l'interféromètre spatial dans la bande des milliHertz (mHz) LISA et le Pulsar Timing Array (PTA) dans la bande des nanoHertz (nHz). Ils sont complémentaires soit en observant deux parties des mêmes sources comme pour les fonds stochastiques, soit deux parties de la même population de sources comme pour les binaires de trous noirs massifs.
LISA est un observatoire spatial GWs dont le lancement est prévu en 2035. Il se compose de trois satellites en chute libre sur une orbite héliocentrique formant un triangle équilatéral. Les satellites échangent de la lumière laser formant de multiples interféromètres permettant d'observer une pléthore de sources astrophysiques et cosmologiques de GW. Ces sources incluent des binaires de naines blanches galactiques, des inspirals à rapport de masse extrême, des binaires de trous noirs massifs et des fonds stochastiques.
PTA utilise le timing des pulsars millisecondes pour observer les GW. Les pulsars millisecondes émettent environ des centaines d'impulsions radio par seconde avec une très grande régularité. Les GW passant entre le pulsar et la Terre modifient le temps d'arrivée des impulsions. La synchronisation d'un réseau de pulsars permet de réaliser un détecteur GW à l'échelle galactique. De multiples radiotélescopes contribuent au PTA, notamment le Radiotélescope de Nançay. En juin 2023, 4 collaborations PTA ont annoncé les résultats de 20 ans de chronométrage des pulsars : une preuve solide d'un signal GWs. Le signal doit encore être caractérisé et son origine établie. Il pourrait avoir été émis par un ensemble de trous noirs supermassifs ou par des processus survenus dans l'Univers primordial. Si les deux systèmes d'observation sont différents, les méthodes d'analyse des données sont similaires. Un grand espace de paramètres doit être échantillonné pour extraire les sources qui se chevauchent et les démêler des bruits non stationnaires.
Les GW sont une nouvelle façon d'en apprendre davantage sur la physique fondamentale. Par exemple, nous pouvons tester la relativité générale avec la fusion des trous noirs supermassifs binaires et inspirals à rapport de masse extrême et tester la physique des particules au-delà du modèle standard, grâce à la détection du fond stochastique (SGWB) des transitions de phase dans l'Univers primitif. Le candidat travaillera au CEA-IRFU (Institut de Recherche sur les Lois Fondamentales de l'Univers) au sein d'une équipe transdisciplinaire menant des recherches sur les GW. Cette activité va de l'implication instrumentale dans la mission LISA aux conséquences astrophysiques ou cosmologiques de l'exploitation des signaux, en passant par le développement d'algorithmes, de simulations et d'analyses de données. L'Irfu est également impliqué dans PTA-France et International PTA. Développer des méthodes de détection des sources d'ondes gravitationnelles et détecter les conséquences physiques associées est au coeur du sujet de thèse proposé. Le candidat aura l'occasion de s'intéresser à tous les aspects de l'activité de l'équipe d'accueil et d'interagir avec chacun de ses membres. Les principaux objectifs des travaux proposés sont de développer des méthodes d'analyse de données pour LISA, en tirant parti des développements de PTA et LISA, et d'étudier la synergie entre les observations LISA et PTA pour la physique fondamentale, notamment avec les SGWB et les Trous Noirs Massifs (MBH). . Les méthodes développées peuvent également être adaptées et appliquées à des données PTA réelles. Le candidat sera membre des collaborations LISA, PTA-France, EPTA et IPTA. Il/elle interagira avec les membres du Groupement de Recherche Ondes Gravitationnelles et collaborera avec des physiciens du laboratoire Astroparticules et Cosmologie (APC). Il présentera ses résultats au sein des consortiums LISA et PTA et lors de conférences internationales.

Les bulbes actuels des galaxies spirales et des galaxies elliptiques contiennent de très vieilles étoiles et on pense qu'ils se sont formés au début de l'Univers. La manière dont cela s'est produit en pratique n'est pas bien comprise: les processus physiques les plus importants en jeu ne sont pas encore clairs. Au cours de la dernière décennie, les preuves de l'existence de galaxies compactes à éclatement d'étoiles se sont multipliées et pourraient être des indices de bulbes pris au moment de leur formation. Plus récemment, grâce aux nouvelles découvertes de notre groupe basées sur le JWST, un certain nombre d'autres résultats déroutants se sont accumulés, actuellement difficiles à expliquer : A) ces galaxies à explosion d'étoiles sont toujours intégrées dans des systèmes plus vastes, semblables à des disques, qui sont moins actifs mais contiennent la majeure partie de la masse stellaire existante, comme s'il n'y avait pas eu de formation de bulbes "nus" ; B) dans certains cas, les disques extérieurs ont en fait cessé de former des étoiles, représentant ainsi des cas d'extinction progressant de l'extérieur vers l'intérieur, inversant le schéma standard plus familier (tel qu'observé dans les spirales locales et la Voie lactée, où le centre est éteint et les périphéries forment des étoiles) ; C) les disques sont souvent fortement déséquilibrés dans leur distribution de masse stellaire, une caractéristique qui devient de plus en plus dominante lorsque l'on regarde les époques antérieures. Cette phénoménologie est actuellement inexpliquée. Elle pourrait être liée à l'activité de fusion, à l'accrétion de gaz ou à des effets de rétroaction. S'il s'agit de bulbes en formation, on ne sait pas comment ils évolueraient dans les bulbes et les galaxies elliptiques actuels. Néanmoins, ces nouvelles observations promettent une percée dans la compréhension de la formation des bulbes si des progrès supplémentaires peuvent être réalisés et si de nouvelles informations sont recueillies. Nous proposons un projet de doctorat dans lequel l'étudiant utilisera les données d'imagerie et de spectroscopie du JWST pour éclairer ces questions. L'imagerie provenant des relevés publics profonds et ultra-profonds qui s'accumulent sera utilisée pour augmenter les statistiques et asseoir sur des bases plus solides les premiers résultats obtenus jusqu'à présent. La spectroscopie du JWST est la clé d'une compréhension détaillée de systèmes spécifiques, fournissant des informations sur la cinématique des noyaux d'étoiles compactes en explosion ainsi que des disques extérieurs : si ces sous-systèmes sont en co-rotation sans perturbations majeures, ils devraient connaître une évolution non violente, liée à l'accrétion de gaz. Au contraire, des sous-systèmes en contre-rotation ou des perturbations cinématiques trahiraient des événements de fusion. Ce type de test n'a pas encore été réalisé. Nous utiliserons une spectroscopie ciblée en partie déjà disponible dans le cadre du projet de diffusion rapide CEERS dont nous sommes membres, dans les grandes archives qui s'accumulent et dans des propositions spécifiques (en attente et à soumettre dans les cycles futurs).

Les nanoparticules interstellaires sont une composante cruciale des galaxies, car elles absorbent et ré-émettent le rayonnement stellaire, contrôlent le chauffage et le refroidissement du gaz, catalysent des réactions chimiques et régulent la formation d'étoiles. L'abondance, la composition, la structure et la distribution de taille de ces petites particules solides, qui sont mélangées au gaz interstellaire, sont cependant mal connues. Elles évoluent en effet dans le milieu interstellaire et présentent des différences systématiques parmi les galaxies. Il est donc crucial d'obtenir des contraintes détaillées et analysées en détail sur ces propriétés. Les progrès dans ce domaine sont absolument nécessaires pour interpréter correctement les observations de régions de formations d'étoiles proches et les galaxies distantes, ainsi que pour modéliser précisément la physique interstellaire.

Les propriétés optiques à grande longueur d'onde du mélange de nanoparticules, dans le domaine millimétrique, ont un intérêt particulier. Cette fenêtre spectrale est actuellement la moins bien connue. Pourtant, l'opacité millimétrique des grains a une importance centrale, puisque les estimations de masse basée sur l'ajustement de la distribution spectrale d'énergie reposent principalement sur cette quantité. Un biais ou une évolution systématique de l'opacité millimétrique se traduira directement dans une inexactitude dans la masse de nanoparticules, qui est souvent utilisée pour inférer la masse de gaz d'une région ou d'une galaxie.

Notre programme de temps garanti, IMEGIN (Interpreting the Millimeter Emission of Galaxies at IRAM with NIKA2 ; resp. Madden ; 200 heures), avec la caméra NIKA2 au radiotélescope de 30-m de l'IRAM, a complètement cartographié 20 galaxies proches à 1.2 mm et 2 mm. De plus, notre temps de programme ouvert, SEINFELD (Submillimeter Excess In Nearby Fairly-Extended Low-metallicity Dwarfs ; resp. Galliano ; 36 heures), est en train de compléter notre échantillon à faible métallicité (la métallicité étant la fraction de masse des éléments plus lourds que l'hélium). Ces données nouvelles et exceptionnelles sont les première images de bonnes qualité de galaxies résolues aux longueurs d'onde millimétriques, et nous permettent d'étudier la manière dont varient les propriétés des grains avec les conditions physiques.

Le but de ce projet de thèse est de combiner ces observations avec d'autres données multi-longueurs d'onde, déjà existantes (en particulier, WISE, Spitzer et Herschel), dans le but de démontrer comment l'opacité millimétrique dépend des conditions physiques locales. La première étape consistera à traiter et homogénéiser les données. L'étudiant aura aussi l'opportunité de participer à notre campagne d'observations à Pico Veleta. Dans un second temps, l'étudiant modélisera l'émission spatialement résolue, en utilisant notre code bayésien hiérarchique à l'état de l'art, HerBIE. Cela permettra à l'étudiant de produire des cartes des propriétés des nanoparticules et de les comparer avec les cartes des conditions physiques. Finalement, ces résultats seront utilisés pour modéliser les échelles de temps caractéristiques d'évolution, sous les effets du champ de rayonnement et de l'accrétion de gaz. Les mesures de laboratoire récemment produites par le groupe de Toulouse seront mises à profit. Ce travail sera effectué au sein de la collaboration internationale IMEGIN.

La thèse vise à améliorer notre compréhension de l'évolution précoce des poussières pendant la phase de formation du disque protoplanétaire, grâce à l'analyse d'observations multi longueurs d'onde et à leur comparaison à des prédictions de modèles de poussières évoluées couplés aux simulations numériques MHD de formation d'étoiles.