Le repère de référence céleste extragalactique (CRF) est la réalisation pratique d'un système quasi-inertiel basé sur des positions précises de sources distantes compactes (quasars) avec des applications cruciales en astronomie et en géodésie. Aujourd'hui, deux réalisations fondamentales coexistent : l'ICRF3 réalisée par interférométrie géodésique à très longue base (VLBI), et le Gaia-CRF3 optique de l'ESA de ~1,6 million d'objets, tous deux avec des précisions médianes de ~0,25 mas.

Il y a plusieurs difficultés dans la recherche des meilleures sources de référence, stables et à lien optique-radio court. Tout d'abord, les centroïdes des quasars vus par VLBI bougent sur des échelles de temps allant de quelques mois à la décennie jusqu'à un mas/an en raison de l'évolution du jet radio. De plus, les sources communes ICRF3/Gaia présentent des décalages optique-radio significatifs de quelques 0,1 mas à plusieurs mas, empêchant la réalisation d'un CRF indépendant de la longueur d'onde.

Dans cette thèse, nous proposons, dans un premier temps, de réviser les méthodes d'analyse VLBI actuellement utilisées pour mieux comprendre la propagation des erreurs systématiques, en particulier celles résultant des instabilités du CRF. Ensuite, l'étudiant recherchera les liens entre les différentes propriétés des sources, en particulier des tendances entre la variabilité photométrique et l'astrométrie suggérées par de récentes études dans notre équipe pour être en mesure de sélectionner les meilleures sources de référence sur la base de leurs propriétés intrinsèques et d'appliquer ces sélections à l'analyse VLBI opérationnelle.

Comme il n'existe pas de méthode unique d'analyse des retards VLBI, nous proposons d'abord de se concentrer sur la configuration de l'analyse VLBI, d'étudier les variantes possibles, notamment en termes de gestion des points de référence, et de quantifier leurs impacts dans les différents produits VLBI. Une question généralement éludée est de savoir comment les mouvements apparents des quasars peuvent impacter la solution en termes de bruit et d'erreurs systématiques et si certaines configurations d'analyse peuvent minimiser cet impact. Cette étape est particulièrement motivée par les 7 années supplémentaires depuis la production de l'ICRF3 et par la qualité des données.

La prochaine étape sera une étude approfondie des caractéristiques de la population des sources communes au VLBI et à Gaia. L'étudiant recherchera des tendances entre les signatures astrométriques, les propriétés photométriques et la variabilité qui découle des processus internes et qui est influencée par la géométrie du système à jet de disque, le décalage vers le rouge, les propriétés du disque et du jet, les indices spectraux, la structure radio à l'échelle du parsec. Il/elle déterminera si les 'bonnes' sources astrométriques, c'est-à-dire appropriées pour définir des points de référence stables avec une liaison multi-longueurs d'onde courte entre les bandes radio et optiques, peuvent être sélectionnées sur la base de leurs propriétés photométriques et éventuellement de leurs propriétés intrinsèques. À l'inverse, les signatures astrophotométriques mesurées par VLBI et Gaia pourraient également permettre de prédire certaines de ces propriétés intrinsèques. Cette étape peut être abordée à l'aide de corrélations classiques ou de méthodes plus innovantes d'analyse multivariée et d'intelligence artificielle qui pourrait aider à prédire des propriétés ou à classer des sources.

Une dernière étape consistera à faire des sélections explicites des meilleures sources astrométriques et à tester leur efficacité dans l'analyse VLBI réelle. Suite à nos tests préliminaires, la sélection de sources adaptées pourrait améliorer d'un facteur 2 à 10 l'alignement entre les trames optiques et radio et la stabilité de la trame radio, ce qui constituerait un sérieux progrès dans la communauté.
École doctorale : Astronomie et Astrophysique d'Ile de France Direction : Sébastien LAMBERT Financement : Autre financement ou appel à projet