*** FRENCH (ENGLISH BELOW) ***

Contexte : La détection d’ondes gravitationnelles (OG) par la collaboration LIGO-Virgo le 14 septembre 2015, issues de la fusion de deux trous noirs de masse stellaire, l’aboutissement de plusieurs décennies de développement, fut inattendue en terme de sources astrophysiques: deux trous noirs stellaires aussi massifs (~30 masses solaires) n'avaient jamais été détectés auparavant, bien qu'ils constituent probablement le sommet de l'iceberg. A partir de cette détection, plusieurs questions se sont immédiatement posées: comment de tels trous noirs peuvent-ils se former, et combien y en a-t-il dans notre Univers local, et au-delà? La deuxième percée est survenue avec la détection d'une kilonova associée à la fusion de deux étoiles à neutrons, le 17 août 2017. D'autres questions surgirent, telles que la nature du résultat d'une telle fusion. Plus généralement, l'une des questions les plus fondamentales, en termes d'astrophysique et de physique, concerne la nature des progéniteurs qui finissent par fusionner. Nous savons aujourd’hui que de nombreuses fusions de ce type seront détectées par les observatoires OG actuels et futurs, mais nous ne connaissons pas quel en sera le taux exact.

Objets d’étude : Les couples stellaires hébergeant des astres compacts (tels que étoiles à neutrons et trous noirs) constituent les meilleurs candidats de progéniteurs, évoluant jusqu'à fusionner en couples de trous noirs, d’étoiles à neutrons ou d’étoiles à neutrons / trous noirs, en émettant des OG. L'évolution globale de ces couples est encore sujette à de nombreuses incertitudes de certains paramètres de l’évolution des binaires, tels que : le kick reçu lors de la supernova, les effets de métallicité sur les vents stellaires, la phase d’enveloppe commune, déterminante pour la survie ou non du système binaire, le spin de chaque objet etc.

Objectifs : Pour répondre à ces questions d’astrophysique et de physique fondamentale, nous devons bénéficier d’un cadre commun, en mettant en commun d’une part la connaissance des objets astrophysiques tels que les couples hébergeant des astres compacts, avec l'expertise scientifique et instrumentale des détecteurs d’ondes gravitationnelles. AIM et APC sont deux laboratoires idéaux pour entreprendre une telle étude à leur interface, offrant: i. une étude approfondie des couples stellaires, une étude globale de l'ensemble de ces couples, et une modélisation de l'évolution des populations de binaires, afin de caractériser la nature des progéniteurs de fusion; et ii. l'expertise des détecteurs OG, la connaissance de l’ensemble des paramètres de détections, et une estimation des taux de fusion, selon la sensibilité du détecteur. Le(la) candidat(e) s’insérera dans le groupe «Rates & Populations » au sein de la collaboration LIGO – Virgo.

Dans cette thèse, nous nous concentrerons sur une étude globale de synthèse de population binaire, que nous ferons évoluer à travers différentes étapes avec des paramètres choisis précisément (rapport de masse, séparation orbitale, échange de masse et de moment cinétique). Le résultat de cette étude nous sera utile pour contraindre les taux de fusions observés par les détecteurs d'ondes gravitationnelles actuels et futurs. Cette thèse, en étudiant les détections OG qui viennent d’ouvrir une nouvelle fenêtre sur l'Univers, nous permettra de mieux les comprendre.

Description : Au cours de cette thèse, nous modéliserons l’évolution des couples stellaires en utilisant le code MESA : (http://mesa.sourceforge.net/binary_controls_defaults.html) afin de contraindre les paramètres encore mal connus (kick, métallicité, enveloppe commune, spin, etc). Nous utiliserons les nouvelles observations de couples d’étoiles massives (obtenues à l’ESO ou délivrées par le satellite Gaia), pour en déduire des informations sur le mouvement propre –relié au kick–, sur les types spectraux de chacune des étoiles, et sur le fait que les binaires survivent ou non à la phase d’enveloppe commune (les binaires accrétantes contenant une étoile compagnon de faible masse sont vues après cette phase, alors que celles contenant une étoile de grande masse sont vues avant). Nous comparerons les prédictions des modèles (MESA) aux informations données par les observations (ESO, Gaia), dans le but de contraindre les paramètres mentionnés ci-dessus. L’utilisation de ces modèles permettra ensuite de faire évoluer les systèmes jusqu’à la fusion, et d’estimer plus précisément le taux de fusion d’objets compacts (binaires d’étoiles à neutron et/ou de trous noirs). La comparaison de ces taux de fusion aux courbes de sensibilité des détecteurs OG permettra finalement d’ajuster le taux de détection des futurs détecteurs, et de mieux comprendre l’évolution des couples d’étoiles massives.

***ENGLISH***

Context : The discovery, by the LIGO-Virgo collaboration on Sept. 14th 2015, of gravitational waves (GW) from the merger of two stellar-mass black holes, after decades of scientific development, was unexpected in terms of astrophysical sources: two such heavy stellar-mass black holes (~30 solar masses) had never been detected before, although they likely constitute the tip of the iceberg. From this detection, several questions immediately arose: how can such black holes form, and how many are there in our local Universe and beyond? The second breakthrough came with the detection of a kilonova associated with the merger of two neutron stars, on Aug. 17th 2017. Further questions arose, such as the nature of the outcome of such a merger. More generally, one of the most fundamental questions in terms both of astrophysics and physics, concerns the nature of the progenitors for this type of system. Finally, we now know that many such mergers will be detected by current and future GW observatories, but we do not know the exact rate.

Objects of study : Stellar binaries hosting compact objects (especially neutron stars and black holes) constitute the best progenitors, evolving until eventually merging in binary black holes (BBH), binary neutron stars (BNS) or black hole/neutron star binaries (BH/NS), and eventually emitting GW. The overall evolution of such binaries is still subject to many uncertainties about some parameters of binary evolution, such as: the natal kick received during each supernova event, metallicity effect on stellar wind, common envelope phase, conditioning the survival of the system, spin of each component, etc…

Scientific aims : To address the fundamental astrophysical and physical questions described above, we need a common framework, putting together the knowledge of astrophysical objects such as binaries hosting compact objects, with the scientific and instrumental expertise of GW detectors. AIM and APC are two ideal laboratories to perform such a study at their interface, offering: i.) an intensive study of individual binaries, a global study of the whole population of binaries, and a modeling of binary population evolution, in order to characterize the nature of merger progenitors; and ii.) expertise of GW detectors, knowledge of GW detections, and an observational estimate of merger rates according to detector sensitivity. The candidate will work within the “Rates & Populations” working group of the LIGO – Virgo collaboration.

In this PhD thesis we will focus on an overall study of binary population synthesis, that we will evolve through various stages with accurately chosen parameters (mass ratio, orbital separation, mass and angular momentum exchange). The outcome of this study will be useful in constraining the rates of mergers as observed by current and future gravitational wave detectors. This PhD thesis, by using GW detectors that have just opened a new window to the Universe, will allow us to better understand the stellar binaries.

Description : During this PhD thesis, we will model the evolution of the binary systems using the MESA code: (http://mesa.sourceforge.net/binary_controls_defaults.html) in order to constrain the parameters still poorly known (kick, metallicity, common envelope, spin, etc.) We will use the new observations of massive stars binaries and of accreting binaries (obtained at ESO or delivered by the Gaia satellite), to derive information on the proper motion -linked to the kick-, on the spectral types of each stars, and whether or not the binaries survive the common envelope phase (accreting binaries containing a low mass companion star are seen after this phase, while those containing a massive star are seen before). We will then compare the predictions of the models (MESA) with the information given by the observations (ESO, Gaia), in order to constrain the parameters mentioned above. Using these models, with constrained parameters, will allow us to make the systems evolve until the merging, and to accurately estimate the merging rate of compact objects (BBH, BNS, BH/NS). The comparison of these merging rates with the sensitivity curves of the GW detectors should finally allow us to adjust the detection rate of the future detectors.

Description Groupe/labo/encadrement : Cette thèse, encadrée par Sylvain Chaty (PR Université Paris Diderot et CEA) et Edward Porter (DR CNRS), sera réalisée à l’interface entre les laboratoires AIM et APC. Ces deux laboratoires sont idéaux pour effectuer cette the se, couvrant plusieurs domaines de l'astrophysique en adéquation avec les thématiques de recherche, et permettant des discussions avec les différents groupes travaillant sur les couples stellaires et les ondes gravitationnelles.