Annie Robin, Institut Utinam, Observatoire de Besançon
publicité
Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Controverse sur la barre de la Voie Lactée. Nouveau regard grâce aux données Spitzer et à la cinématique. Annie Robin, Institut Utinam, Observatoire de Besançon [email protected], +33 3 81 66 69 41 Résumé : Depuis de nombreuses années il apparaît qu'une barre (ou un bulbe triaxial) est présent dans les régions centrales de notre Galaxie. Cette structure a été mise en évidence dans les observations de la cinématique du gaz, dans les données infrarouge du satellite COBE, et dans des observations de populations stellaires particulières (AGB, Masers,...). Cependant il n'existe pas de réponse claire à l'origine de cette structure. C'est pourquoi certains l'appelle "barre" ou pseudo-bulbe (appellation qui indique une origine dynamique par instabilité dans le disque) et d'autres l'appelle bulbe (qui correspond davantage à une population vieille sphéroïdale formée tôt dans la Galaxie). Très récemment plusieurs articles pointent vers la possible existence de deux populations stellaires, donc un bulbe ET une barre. Si c'est confirmé, cela expliquerait le fait que les différentes études antérieures trouvaient des résultats très variés en ce qui concerne l'angle que fait l'axe principal du bulbe/barre avec la direction soleil-centre galactique. Cet axe a des mesures variant de 10 degrés à 45 degrés. Utilisant des données du relevé 2MASS et le modèle de synthèse de populations de Besançon nous avons récemment mis en évidence 2 structures dans ces régions. L'objectif de ce stage est de confronter ce nouveau modèle avec des données plus profondes à des longueurs d'onde plus grandes que 2MASS (le relevé GLIMPSE2 du satellite Spitzer), et avec des données cinématiques (données de vitesses radiales du relevé BRAVA). La comparaison se fera en analysant les diagrammes magnitude-couleur de GLIMPSE2, et la distribution statistique des vitesses radiales dans différentes directions et en utilisant des tests statistiques pour estimer la qualité d'ajustement d'un modèle à 2 structures par rapport à un modèle à 1 structure. Il s'agirait donc de déterminer si on voit bien 2 structures dans les données Spitzer et quelles sont leurs caractéristiques : angle d'orientation, échelles de longueur, cinématique (dispersion des vitesses et vitesse de rotation) pour contraindre le scénario de formation de ces 2 structures. Bibliographie : [1] Nishiyama et al, 2005, ApJ 621, L105 [2] Robin et al, 2009, http://www.ari.uni-heidelberg.de/meetings/milkyway2009/talks/index.html [3] Picaud et Robin, 2004, A&A 428, 891 [4] Hammersley et al, 1999MNRAS.308..333H [5] Benjamin et al. , 2005, ApJ 630, L149 [6] Howard et al, 2009, ApJ 702, L153 [7] Sumi et al, 2004, MNRAS.348.1439 [8] Robin et al, 2003, A&A 409, 523 Ouverture vers un sujet de thèse : oui Type de financement pour la thèse : réseau européen GREAT Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010­2011 Etude des instabilités ferromagnétiques dans le cœur des étoiles à neutrons Nicolas Chamel Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles, Boulevard du Triomphe, CP226, B­1050 Bruxelles, Belgique Téléphone : +32 2 650 35 72 E­mail : [email protected] Résumé : Les étoiles à neutrons représentent le stade ultime de l'évolution stellaire [1]. Elles sont les résidus de l'effondrement catastrophique d'étoiles massives qui ont épuisé leur combustible nucléaire et qui achèvent leur existence sous la forme de supernovae de type II. Depuis leur découverte fortuite par Jocelyn­Bell­Burnell et Anthony Hewish en 1967 (Prix Nobel de Physique en 1974), près de 2000 étoiles à neutrons ont été identifiées, principalement sous la forme de pulsars radio [2]. Les étoiles à neutrons sont des objets au sein desquels règnent des conditions extrêmes. Avec une masse entre une et deux fois la masse du Soleil comprimée dans un rayon d'une dizaine de kilomètre seulement, les étoiles à neutrons sont les étoiles les plus compactes de l'Univers [3]. Les étoiles à neutrons sont également le siège des champs magnétiques les plus intenses jamais observés dans l'Univers. L'analyse spectrale de leur rayonnement a ainsi révélé la présence de champs magnétiques de l'ordre de 108 T [4]. Ces mesures sont en accord avec les champs magnétiques déduits indirectement de l'observation en radio des pulsars. Des champs encore plus intenses existent probablement dans certaines étoiles à neutrons, baptisées « magnétars » [5]. Une vingtaine d'astres de ce type ont déjà été détectés [6] et font l'objet d'une recherche intensive. Or l'origine de tels champs magnétiques demeurent très incertaine. Parmi les différents scénarios envisagés, ces champs pourraient avoir été générés par une transition ferromagnétique dans le cœur même de l'étoile [7,8]. Celui­ci est formé d’un mélange de neutrons, protons, électrons et muons. Il est possible que le cœur des étoiles à neutrons les plus massives abritent d’autres particules et contiennent même un plasma de quarks. Le but du stage sera d'étudier l'existence ou non de telles phases ferromagnétiques à l’intérieur d'une étoile à neutrons en s'appuyant sur la théorie de la fonctionnelle de densité nucléaire [9,10]. La théorie de la fonctionnelle de la densité a été appliquée dans de nombreux domaines de la physique et de la chimie. En particulier elle permet de décrire avec succès non seulement les propriétés des noyaux atomiques mais également la structure des étoiles à neutrons [11,12]. Le stage consistera dans un premier temps à obtenir de manière analytique les conditions de stabilité de la matière nucléaire homogène, puis de vérifier si ces conditions sont satisfaites pour plusieurs fonctionnelles nucléaires qui ont été développées récemment. Bibliographie : [1] P. Haensel, A.Y. Potekhin, D.G. Yakovlev, Neutron Stars 1 : Equation of State And Structure, Astrophysics and Space Science Library, (Springer, 2007). [2] http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/ [3] J. Lattimer, M. Prakash, Science 304 (2004), pp.536­542. [4] J. Trümper, W. Pietsch C. Reppin W. Voges, R. Staubert, E. Kendziorra, Astrophys. J. 219 (1978), L105–L110. [5] C. Kouveliotou, R. Duncan, C. Thompson, Scientific American, Feb. 2003, pp. 34­41 [6] http://www.physics.mcgill.ca/~pulsar/magnetar/main.html [7] P. Haensel, S. Bonazzola, Astron. Astrophys. 314, 1017 (1996). [8] M. Kutschera, Mon. Not. R. Astron. Soc. 307, 784 (1999). [9] M. Bender, P.­H. Heenen, P.­G. Reinhard, Rev. Mod. Phys.75, 121 (2003). [10] J. R. Stone, P.G. Reinhard, Prog. Part. Nucl. Phys. 58, 587 (2007). [11] F. Douchin, P. Haensel, A&A 380, 151­167 (2001). [12] M. Onsi, A. K. Dutta, H. Chatri, S. Goriely, N. Chamel, J. M. Pearson, Phys. Rev. C 77, 065805 (2008). Indication éventuelle d'ouverture vers un sujet de thèse (financement possible, notamment auprès du Fond de la Recherche Scientifique Belge) : le stage pourrait déboucher sur une étude plus approfondie et plus systématique du ferromagnétisme dans les étoiles à neutrons. En particulier, le cœur d'une étoile à neutrons pourrait ne pas être liquide mais solide selon certains modèles [1]. Or une telle structure cristalline pourrait être plus facilement ferromagnétique. Le but de la thèse sera d'étudier le ferromagnétisme dans ces phases cristallines en appliquant la théorie de la fonctionnelle de densité dans la matière nucléaire inhomogène [2] et en utilisant les fonctionnelles développées par notre groupe [3]. L’existence ou non d’un cœur solide n’est pas seulement intéressante du point de vue de l’origine du champ magnétique des étoiles à neutrons. Mais cette question a également des répercussions très importantes sur l’évolution dynamique de l’étoile : par exemple sur les vibrations de l’étoile (qui peuvent être à l’origine de l’émission d’ondes gravitationnelles), sur les brusques accélérations de la rotation de l’étoile et sur les phénomènes de précession observés dans certains pulsars. [1] M. Kutschera, W. Wójcik, Nucl.Phys. A581, 706­724 (1995). [2] M. Onsi, A. K. Dutta, H. Chatri, S. Goriely, N. Chamel, J. M. Pearson, Phys. Rev. C 77, 065805 (2008). [3] S. Goriely, N. Chamel, J.M. Pearson, Phys. Rev. Lett. 102, 152503 (2009) Les stages auront lieu du 1er février à juin 2011 (soutenances ~ mijuin) Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Caractérisation des gros grains de poussière dans les coeurs denses pré-stellaires à l’aide du phénomène de “coreshine” Aurore Bacmann (Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble) e-mail: [email protected], tél: 04 76 63 58 56) Résumé : Contexte: Les grains de poussière représentent une composante importante des régions de formation stellaire. Ils jouent un rôle fondamental dans la formation de l’hydrogène moléculaire ainsi que d’autres molécules, dans l’extinction et la ré-émission du rayonnement stellaire et interstellaire, et aussi dans la thermodynamique de ces régions. L’émission des poussières sert de diagnostique des conditions physiques, et en particulier du fait de l’absence d’émission de H2 dans les régions froides, elle est utilisée très largement comme traceur de la masse dans les régions de formation stellaire, notamment dans les cœurs denses pré-stellaires et les enveloppes de protoétoiles. Ces objets représentent les conditions initiales de la formation stellaire, et l’étude de leur structure physique apporte des contraintes sur la phase pré-effondrement gravitationnel, avant la formation de la proto-étoile. L'utilisation de la poussière comme traceur de masse nécessite bien évidemment de connaître les propriétés des grains (nature, propriétés optiques, taille). Si ces grains sont assez bien caractérisés dans le milieu interstellaire diffus, leurs propriétés dans les régions denses demeurent assez mal contraintes, ce qui rend difficile la modélisation des caractéristiques physiques des coeurs denses, là où les étoiles se forment. C’est le cas en particulier de la distribution de taille des grains. On s’attend notamment (e.g. Draine 1985) à ce que les grains coagulent du fait de collisions et que les grains qui composent le milieu dense, comme les intérieurs de cœurs pré-stellaires ou les enveloppes de protoétoiles, soient en moyenne plus gros que les grains qui composent le milieu interstellaire diffus. Notre équipe a récemment découvert l'existence d'une émission diffuse dans l'infra-rouge moyen (images du télescope Spatial Infra-rouge Spitzer à 3.6 µm), que nous avons appelée "coreshine", provenant des parties centrales des coeurs pré-stellaires. Compte tenu des températures qui règnent au sein de ce type d’objet (inférieures à 20 K), il ne peut s’agir d’émission thermique. Nous avons montré que cette émission dans l’infra-rouge moyen ne peut s’interpréter qu’en invoquant la diffusion du rayonnement interstellaire sur des grains de taille micronique (Steinacker et al. 2010). Cette étude représente une preuve directe de l’existence de ces gros grains dans le milieu interstellaire dense. La présence de "coreshine" (et par conséquent de gros grains) est générale puisque la moitié des objets (coeurs pré-stellaires, proto-étoiles) de notre échantillon montre ce phénomène (Pagani et al. 2010, Science). La découverte de cette émission diffuse dans l'infra-rouge moyen ouvre de nouvelles perspectives à la fois pour l'étude des propriétés des poussières dans les coeurs pré-stellaires et les enveloppes de proto-étoiles et pour l'étude de la structure physique de ces objets. L'étude du "coreshine" constitue une méthode indépendante pour déterminer la densité de colonne, qui de surcroît ne nécessite pas de connaître la température des poussières (contrairement à l'étude de l'émission thermique des poussières dans le submillimétrique). Dans un avenir proche (vers 2015) sera lancé le James Webb Space Telescope qui sera un instrument de choix pour étudier le coreshine. Objectifs: Ce stage propose de caractériser la distribution de taille des grains de poussière interstellaire dans un objet pré-stellaire en utilisant des images à plusieurs longueurs d'onde de cet objet - en particulier des images dans l'infra-rouge moyen à 3.6 µm qui présentent de l'émission diffuse. L'intensité observée est une fonction à la fois de la densité de matière et des propriétés de poussières et la comparaison d'images du même objet à plusieurs longueurs d'onde permet de séparer les contributions des différents paramètres. Le but est de déterminer la proportion de gros grains par rapport aux petits grains et d'en déduire des éventuelles conséquences sur les propriétés optiques globales du milieu interstellaire dense. Outils: Le sujet, à priori d’analyse de données observationnelles (cartes), pourra être plus ou moins théorique suivant les aspirations de l'étudiant(e). Les données sur lesquelles l’étudiant(e) travaillera sont des données d’archives déjà disponibles. Possibilité de poursuite en thèse. Bibliographie : Pagani, L., Steinacker, J., Bacmann, A., Stutz, A., Henning, Th. 2010, Science, 329, 1622 Steinacker, J., Pagani, L., Bacmann, A., Guieu, S. 2010, A&A, 511, 9 Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Imager l'environnement protoplanétaire autour des étoiles jeunes avec PIONIER Fabien MALBET (IPAG, ex-LAOG) et Jean-Philippe BERGER (ESO/IPAG) Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, BP 53, 38041 Grenoble cedex 9 Tél: 04.76.63.58.33, [email protected] Résumé : L'objectif de ce stage est d'amener des avancées significatives dans la connaissance de la structure des disques protoplanétaires. Il s'agit de contraindre les mécanismes de formation des planètes en menant des observations interférométriques infrarouge à l'échelle spatiale inférieure à l'unité astronomique sur les disques protoplanétaires. Le stagiaire utilisera des techniques de reconstruction d'images par interférométrie en utilisant les observations réalisées par l'instrument visiteur PIONIER du VLTI. Le stage sera co-encadré par F. Malbet pour la partie reconstruction d'image et par J.-P. Berger responsable de l'instrument PIONIER et principal investigateur du programme d'observation des disques jeunes avec PIONIER. PIONIER devrait récolter les premières données dans le domaine des étoiles jeunes en décembre 2010. L'objectif du stage est de reconstruire des images de l'environnement de ces étoiles à partir de ces données qui auront été dépouillées auparavant par l'équipe en utilisant les outils développés lors de la thèse de S. Renard. Il s'agira d'essayer différentes contraintes sur la reconstruction et de comparer les résultats sur des données de tests. Le stage débouchera sur une participation à l'interprétation des données obtenues. L'étudiant travaillera en collaboration avec l'équipe chargée du programme d'observation qui comprend outre J.-P. Berger et F. Malbet, M. Benisty du MPIA à Heidelberg et J.-B. Le Bouquin au LAOG. Le stage pourra mener à une thèse sur le sujet qui pourrait être financée soit sur un support ANR soit sur un support ministère. Bibliographie : Renard, Malbet, Benisty et al. 2010, A&A 519, A26 (voir communiqué de presse http://amber.obs.ujf-grenoble.fr/spip.php?article189) Compétence recherchée: Nous recherchons un étudiant de master 2 recherche soit en astronomie/astrophysique, soit en traitement du signal/d'images ayant de solides bases en mathématiques appliquées et/ou en statistiques. Une connaissance des langages de programmation interprétés (IDL, Matlab, yorick,...) serait un bonus. Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010­2011 Recherche et Caractérisation des Exo­Planètes Géantes en Imagerie à Haut Contraste Anne­Marie Lagrange et Gaël Chauvin (LAOG/Grenoble) [email protected]­grenoble.fr, +33476635803 Résumé : Avec le développement d'imstruments dédiés à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire, d'importants efforts ont été dédiés ces dernières années à la recherche et à la caractérisation des compagnons de faibles masses, plus légers, plus froids, plus proches avec le but ultime d'imager des systèmes exo­planétaires. Complémentaire aux techniques de transit et de vitesses radiales, l'imagerie ouvre aujourd'hui une nouvelle fenêtre astrophysique pour l'étude des propriétés physiques et des mécansimes de formation et d'évolution des planètes géantes. Dans le cadre d'un stage de master 2 sous la direction de Anne­Marie Lagrange et Gaël Chauvin, nous proposons a l'etudiant de mener un travail dedié a l'utilisation et l'exploitation de techniques novatrices d'imagerie différentielle et/ou de spectroscopie à intégrale de champ dans le cadre de differents programmes observationnels en cours au VLT avec les instruments NACO et SINFONI. L'etudiant devra donc developper et ameliorer les outils de reduction et d'analyse associés a differents modes d'observations (imagerie et spectroscopie) pour optimiser les techniques actuelles de recherche et de caractérisation de compagnons substellaires, planètes géantes ou naines brunes. Ce travail se prolongera éventuellement dans le cadre d'une thèse au Laboratoire d'astrophysique de Grenoble visant à une exploitation dès 2012 des relevés d'imagerie systématique de l'instrument de seconde génération SPHERE au VLT, actuellement intégré au LAOG. Bibliographie : – Lagrange A.­M., Bonnefoy M., Chauvin G. et al. 2010, Science, 329, 57 – Chauvin G.; Lagrange A.­M.; Bonavita M. et al. 2010, A&A, 509, 52 – Chauvin G.; Beust H.; Lagrange A.­M. & Eggenberger A. 2010, A&A, arXiv1009.5851C – Bonnefoy M; Chauvin G.; Rojo P. et al. 2010, A&A, 512, 52 – Ehrenreich D.; Lagrange A.­M.; Montagnier G. et al. 2010, A&A, arXiv1007.0002E Les stages auront lieu du 1er février à juin 2011 (soutenances ~ mijuin FORMAT : 1 document recto­verso max. en PDF A retourner avant le 28 octobre 2010 au secrétariat du M2­ASEP : helene.perea@obs­mip.fr (sujet : stage M2­ASEP svp !) L'histoire rotationnelle des etoiles n'est pas un long fleuve tranquille. Jerome Bouvier, Laboratoire d'Astrophysique de l'Observatoire de Grenoble (LAOG) La periode de rotation du Soleil est aujourd'hui de 27 jours. A sa naissance, il tournait 10 a 100 fois plus vite. Des processus physiques complexes regissent l'histoire rotationnelle des etoiles : interaction magnetique entre l'etoile jeune et son disque d'accretion, variation de structure interne durant l'evolution pre-sequence principale, freinage par vents magnetises sur la sequence principale. L'objectif du stage est d'obtenir de nouvelles mesures de la rotation des etoiles jeunes et d'integrer cette contrainte au modele d'evolution du moment cinetique des etoiles de faible masse developpe a Grenoble. Dans un premier temps (~1 mois), l'etudiant(e) analysera un jeu de donnees provenant de CFHT/MEGACAM afin de determiner les periodes de rotation d'un echantillon d'etoiles jeunes (13 Myr) a partir de leur courbe de lumiere. Une fois obtenue la distribution des periodes de rotation de ces etoiles, l'etudiant(e) les confrontera a une grille de modeles d'evolution rotationelle qu'il(elle) produira a partir du code numerique disponible a Grenoble (~1 mois). Au-dela d'une motivation pour l'analyse de donnees et la modelisation, aucune competence particuliere n'est requise pour ce stage. Les observations (courbes de lumiere) et les outils d'analyse (recherche de periodes, visualisation et qualification des resultats, determination des proprietes stellaires, etc.) ainsi que le code Fortran de modelisation numerique seront mis a disposition de l'etudiant(e). Une introduction a la problematique astrophysique du projet de stage peut-etre trouvee dans Irwin \& Bouvier (2009) IAU Symposium, 258, 363 (arXiv:0901.3342). Un sujet de these sera propose en complement au stage. Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Caractérisation des réactions de croissance moléculaire dans l'ionosphère de Titan • LABORATOIRE D'ACCUEIL ET RESPONSABLES DU STAGE : Laboratoire de Planétologie de Grenoble Bâtiment D de Physique 122 rue de la Piscine BP 53 38041 Grenoble cedex Fax : 04 76 51 41 46 Roland THISSEN : 04 76 41 51 73 E-mail : [email protected] Véronique VUITTON : 04 76 63 52 78 E-mail : [email protected] • RESUME : Titan, le plus gros satellite de Saturne, est actuellement étudié in situ par la mission Cassini Huygens. La caractérisation de la chimie très particulière de ce satellite constituait un des objectifs majeurs de cette mission, qui a quitté la terre en 1997 pour rejoindre Saturne en 2004 et qui devrait pouvoir continuer à fonctionner jusquʼen 2017. La mission est pourvue dʼune grande palette dʼinstruments perfectionnés, parmi lesquels des spectromètres de masse, qui ont révélé lʼextrême complexité de la chimie se produisant dans la partie la plus externe de lʼatmosphère, lʼionosphère. Il faut savoir que lʼatmosphère de Titan est étonnement dense (1.5bar), épaisse (1500 km) et composée comme celle de la terre dʼazote moléculaire. La comparaison sʼarrête là car lʼespèce qui est ensuite la plus abondante est le méthane (2%) et des traces dʼhydrocarbures plus complexes ont également été détectés. Avant lʼarrivée de la mission, il était généralement considéré que la chimie qui pouvait se produire potentiellement dans ce milieu était due aux espèces radicalaires, neutres. Il sʼavère que la chimie ionique est extrêmement active, et quʼelle pourrait même être à lʼorigine de composés énigmatiques que sont les aérosols, qui sédimentent dans lʼatmosphère et sont à lʼorigine de la couleur orangée de cette lune. Ces résultats ont déclenché un gros effort international de modélisation, pour tenter dʼinterpréter les observations. Or, pour cela, une donnée importante est la connaissance des vitesses de chaque réaction. Si des mesures expérimentales ont été réalisées dans le passé, elles sont souvent lacunaires et nécessitent dʼêtre pour la plupart précisées. Cʼest pourquoi nous avons lancé un projet qui consiste à réaliser des mesures de vitesse de réaction et à caractériser la structure chimique dʼions à lʼaide dʼun dispositif basé sur un spectromètre de masse à très haute résolution, lʼorbitrap XL, qui est en fonctionnement au laboratoire depuis juin 2008. Ce stage se positionne parfaitement à lʼinterface entre physique et chimie. Si les ions sont manipulés dans une enceinte sous vide et caractérisés par leur comportement physique dans un ensemble électrostatique, lʼinterprétation des résultats passera nécessairement par une réflexion sur la chimie potentiellement présente dans le milieu. Le stagiaire développera ainsi des compétences en spectrométrie de masse ainsi quʼen une suite de logiciels (propriétaires, ou faits maison), quʼil utilisera pour acquérir et interpréter les données. Possibilité de prolongation en thèse sur le même sujet. • BIBLIOGRAPHIE : 1. A. Makarov, Anal. Chem., 2000, 72, 1156-1162. 2. V. Vuitton, R. V. Yelle and P. Lavvas, Phil. Trans. R. Soc. A, 2009, 367, 729-741. Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Etude par spectrométrie de masse de la matière soluble de météorites primitives • LABORATOIRE D'ACCUEIL ET RESPONSABLES DU STAGE : Laboratoire de Planétologie de Grenoble Bâtiment D de Physique 122 rue de la Piscine BP 53 38041 Grenoble cedex Fax : 04 76 51 41 46 Véronique VUITTON : 04 76 63 52 78 E-mail : [email protected] Eric QUIRICO : 04 76 51 41 56 E-mail : [email protected] • RESUME : Les météorites primitives non différenciées (chondrites) sont les roches les plus anciennes du système solaire. Elles contiennent une matière organique formée dans des conditions abiotiques, dans le milieu interstellaire et/ou le disque proto-planétaire, qui à ce jour ne sont pas élucidées. Une fraction de cette matière organique, dite soluble, est extractible avec des solvants organiques courants. Elle a fait lʼobjet dʼexplorations multiples dans les années 70 et 80, qui sʼest peu à peu restreinte à quelques familles de très bas poids moléculaire (e.g. acides aminés). A lʼheure actuelle, la composition de cette fraction soluble demeure très largement inconnue, alors quʼelle constitue le verrou de plusieurs problèmes scientifiques majeurs. Des travaux très récents, menés notamment dans notre laboratoire, ont démontré que la spectrométrie de masse à très haute résolution de type Electro-spray+Orbitrap constituait un outil extrêmement prometteur pour explorer la complexité chimique de la fraction soluble des chondrites. Cette technique permet d'avoir accès à la composition chimique des dizaines de milliers de molécules extraites de l'échantillon. L'objectif du stage sera de comparer la composition de météorites de classes chimiques différentes disponibles au laboratoire. Il s'agira dans un premier temps d'élaborer un protocole opératoire afin d'optimiser le rapport matière organique / matière minérale lors de l'extraction (type de solvant). Dans un deuxième temps, les spectres seront analysés à l'aide d'un programme développé spécialement pour ce projet. L'étudiant sera amener à implémenter des outils nécessaires à l'analyse de spectres de masse de mélanges complexes. Les données seront interprétées dans le contexte plus global de lʼhistoire géologique de la chondrite sur son astéroïde parent. Possibilité de prolongation en thèse sur le même sujet. • BIBLIOGRAPHIE : 1. 2. 3. O. Botta and J. L. Bada, Surveys in Geophysics, 2002, 23, 411-467. F.-R. Orthous-Daunay, R. Thissen, V. Vuitton, P. Beck, J.-Y. Bonnet, O. Dutuit, B. Schmitt and E. Quirico, Proceedings of the 73rd Annual Meeting of the MeteoreticalSociety, New York, NY, 2010. P. Schmitt-Kopplin, Z. Gabelica, R. D. Gougeon, A. Fekete, B. Kanawati, M. Harir, I. Gebefuegi, G. Eckel and N. Hertkorn, PNAS, 2010, 107, 2763-2768. Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Modélisation de la distribution spatiale et temporelle des ions négatifs dans l'atmosphère de Titan • LABORATOIRES D'ACCUEIL ET RESPONSABLES DU STAGE : Laboratoire de Planétologie de Grenoble CNRS / Université J. Fourier 122 rue de la Piscine 38041 Grenoble cedex Véronique VUITTON : 04 76 63 52 78 Fax : 04 76 51 41 46 E-mail : [email protected] Lunar & Planetary Laboratory University of Arizona 1629 E. University Blvd. Tucson, AZ 85721-0092 USA Roger YELLE : 00 1 520 621 6243 Fax : 00 1 520 621 6963 E-mail : [email protected] • RESUME : Titan, la plus grosse lune de Saturne, est connue pour arborer la chimie organique la plus riche du système solaire en dehors de la Terre. Jusquʼà récemment, il était communément admis que les espèces les plus complexes y étaient synthétisées via une chimie radicalaire se produisant dans la stratosphère (~300 km dʼaltitude), mais les récentes observations de la mission Cassini-Huygens ont révolutionné notre compréhension de la chimie de Titan. Plus de 50 cations possédant une masse inférieure à 100 u/q ont été observés par spectrométrie de masse dans la haute atmosphère (~1000 km dʼaltitude). Le détecteur de particules a en outre détecté la présence dʼions chargés négativement à 22±4, 44±8 et peut-être 82±14 u/q. Ces observations indiquent que la chimie ionosphérique est incroyablement complexe et que la croissance moléculaire commence à très haute altitude. Nous avons développé le seul modèle de la haute atmosphère de Titan décrivant la chimie des ions négatifs. Nous avons mis en évidence les principaux mécanismes de formation et de destruction des ions et nous avons attribué les ions observés à CN-, C3N-/ C4H- et C5N-. La prochaine étape qui est l'objectif de ce stage est d'étudier la distribution spatiale et temporelle des ions négatifs dans l'atmosphère. Il s'agit dans un premier temps d'opérer un travail de mise à jour des réactions présentes dans le modèle puis dans un deuxième temps, d'effectuer des simulations afin d'obtenir les variations latitudinales et journalières de la densité des ions. Ces résultats seront ensuite validés par comparaison avec les observations de la sonde Cassini. L'étudiant sera amené à passer 2 mois aux USA. Le voyage et le logement sur place seront pris en charge par le laboratoire. Possibilité de prolongation en thèse sur un sujet lié à l'aéronomie des planètes en cotutelle France-USA. • BIBLIOGRAPHIE : 1. 2. V. Vuitton, R. V. Yelle and P. Lavvas, Phil. Trans. R. Soc. A, 2009, 367, 729-741. V. Vuitton, P. Lavvas, R. V. Yelle, M. Galand, A. Wellbrock, G. R. Lewis, A. J. Coates and J.-E. Wahlund, Planet. Space Sci., 2009, 57, 1558-1572. Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Dynamique et croissance de grains de poussière dans les disques protoplanétaires au sein de systèmes d’étoiles doubles Jean-François Gonzalez (Centre de Recherche Astrophysique de Lyon) CRAL, Observatoire de Lyon, 9 avenue Charles André, 69561 Saint-Genis Laval cedex 04 78 86 85 29, [email protected] Résumé : Dans les disques protoplanétaires, les particules de poussière de la taille du µm s’agglomèrent pour former des planètes, objets 1013 à 1014 fois plus grands. Bien qu'il y ait beaucoup de travail réalisé sur les dernières étapes de cette formation, et sur la migration de planètes déjà formées, de nombreuses incertitudes subsistent sur les premières phases, en particulier sur la répartition et la croissance de la poussière. Nous développons un code hydrodynamique SPH permettant de modéliser l’évolution spatiale de grains de poussière en tenant compte de leur interaction avec le gaz sous l’effet de la friction dynamique dans des simulations tridimensionnelles globales de disques protoplanétaires. Nous avons ainsi pu mettre en évidence l’effet simultané de la sédimentation verticale et de la migration radiale de la poussière, dont l’efficacité varie avec la taille des particules. Nous travaillons à l’élaboration d’un modèle physique réaliste de croissance des grains de poussière incluant les propriétés d’élasticité et de porosité et leur effet sur les processus de coagulation, fragmentation et évaporation. Les premiers résultats obtenus montrent que les grains croissent rapidement dans les régions internes du disque et survivent à la phase de migration rapide. Nous nous focalisons actuellement sur un les processus de fragmentation des grains. Nous proposons dans le cadre de ce stage une étude du comportement de la poussière dans le disque entourant une étoile située dans un système binaire. Une étoile sur deux dans la Galaxie appartenant à un système double ou multiple, de tels disques sont donc courants. L’objectif sera d’étudier l’influence du compagnon stellaire sur la distribution et la croissance des particules solides et ses conséquences sur les possibilités de formation planétaire dans un tel système. Le travail comportera une part importante de programmation et consistera en une adaptation de notre code pour décrire un tel système, le lancement de simulations pour différents jeux de paramètres, l’analyse et l’interprétation des résultats. Ce travail est susceptible de se poursuivre en thèse dans le domaine des premières étapes de la formation planétaire. Bibliographie : Barrière-Fouchet et al. 2005, A&A 443, 185 Pinte et al. 2007, A&A 469, 963 Laibe et al. 2008, A&A 487, 265 Fouchet et al. 2010, A&A 518, A16 Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 La formation stellaire galactique avec le satellite Herschel Annie Zavagno, Delphine Russeil Laboratoire d'Astrophysique de Marseille Contacts: [email protected] - 04 95 04 41 55 [email protected] - 04 95 04 41 30 38 avenue F. Joliot-Curie 13388 Marseille Cedex 13 Résumé : (1) le contexte de l'étude La formation des étoiles de forte masse (M>8Msol) n'est encore pas comprise sur le plan théorique. Dans ce cadre, l'étude des phases précoces de la formation des étoiles massives constitue un thèmeclé vers notre compréhension de ce phénomène. En particulier, l'étude des grands sondages dans l'infrarouge lointain et le submillimétrique permet d'accéder aux toutes premières phases de la formation de ces étoiles afin de tenter d'en comprendre les mécanismes. Le satellite Herschel (lancé en mai 2009) permet une avancée majeure dans ce domaine de recherche. En effet, pour la première fois, des observations à bonne résolution spatiale et spectrale dans l'infrarouge lointain dévoilent les toutes premières étapes de la formation des étoiles. L'imagerie et la spectro-imagerie permettent une étude physico-chimique des régions de formation d'étoiles. Les grands relevés de notre Galaxie permettent également d'obtenir une vision globale de la formation stellaire, favorisant en particulier les études liées à l'environnement. (2) les objectifs attendus Notre groupe de recherche est fortement impliqué dans différents programmes-clés de la mission européenne infrarouge Herschel, programmes liés à la formation des étoiles (voir pour le communiqué de l’ESA : http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=46978). Nous avons obtenu des données en imagerie et en spectroscopie de régions de formation d’étoiles massives dans notre Galaxie. Ces données ont été traitées et sont en cours d’analyse. Au cours de son stage l’étudiant(e) se familiarisera avec les techniques d’analyses et de traitement des données. La partie principale du stage sera consacrée à l’analyse scientifique de ces données. Un de nos thèmes de recherche concerne l’étude de l’impact des étoiles massives sur leur environnement et, en particulier, la formation stellaire induite. Le satellite Herschel nous permet, pour la première fois, de caractériser les propriétés de très jeunes étoiles massives. Grâce au sondage du plan de notre Galaxie, Hi-GAL, nous pouvons également envisager d’étudier la formation stellaire de façon globale. (3) la méthodologie envisagée L’étudiant(e) analysera différentes régions de formation d’étoiles massives et étudiera leurs propriétés globales : recensement des jeunes objets stellaires (JOS) à partir de différentes méthodes sur les images, détermination des propriétés de ces JOS (masse, luminosité, états d’évolution) à partir de modèles existants d'ajustement de distribution spectrale d’énergie. Les résultats obtenus seront ensuite discutés en terme d’efficacité de la formation stellaire dans ces régions et confrontés aux modèles existants. Les différents paramètres environnementaux (vent des étoiles massives, turbulence du milieu, environnement moléculaire) pouvant influencer cette formation seront étudiés. (4) l'ouverture éventuelle sur un sujet de thèse Le groupe Milieu Interstellaire travaille depuis de nombreuses années sur la formation des étoiles massives et a développé, dans ce cadre, de nombreuses collaborations nationales et internationales. A. Zavagno et D. Russeil souhaitent vivement recruter un étudiant en thèse pour la rentrée 2011. Nous sommes fortement impliquées dans mission Herschel à travers de nombreux programmes scientifiques réalisés lors de cette mission. Dans ce domaine de recherche, la mission Herschel et l'interféromètre ALMA offrent de grandes perspectives. Le contexte international de la mission Herschel offre un cadre particulièrement stimulant à la réalisation et à la poursuite de ce travail. Ce contexte nous semble également particulièrement bien adapté à la recherche d'une position postdoctorale. A. Zavagno et D. Russeil sont associées scientifiques des instruments PACS (AZ) et SPIRE (AZ et DR). A. Zavagno est co-investigatrice de l'instrument SPIRE. Elles participent à de nombreux programmes sur le temps garanti et sur le temps ouvert, avec des rôles majeurs dans ces programmes. Ces positions de premier plan nous semblent un atout majeur pour la réalisation d'un travail de thèse. Bibliographie : Deharveng et al. 2010, A&A sous presses, arXiv1008.0926 Zavagno et al. 2010a, A&A 518, L101 Zavagno et al. 2010b, A&A 518, L81 Russeil et al. 2010, A&A 515, 55 Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Détection et caractérisation des exoplanètes par imagerie directe Claire Moutou (LAM), Maud Langlois (CRAL), David Le Mignant (LAM) Contact principal : Laboratoire dʼAstrophysique de Marseille 38 rue Frédéric Joliot-Curie 13388 Marseille cedex 13 tél: 04 91 05 59 66 email: [email protected] Résumé : L'instrument SPHERE pour le VLT (Very Large Telescope, ESO Chili) est en cours de réalisation, en particulier le sous-système IRDIS au LAM. IRDIS est un système dʼimagerie à haut contraste et haute résolution angulaire, dʼimagerie polarimétrique et de spectroscopie à basse résolution. Il sera capable, dans quelques années, d'obtenir l'image directe de systèmes planétaires jeunes dans le voisinage du Soleil, offrant une complémentarité avec les méthodes actuelles de découverte indirecte des planètes extrasolaires. Mesurer le flux des planètes dans les modes dʼIRDIS doit permettre de remonter à ses paramètres fondamentaux -masse, température, gravité de surface, et donc de caractériser les compagnons planétaires. L'objectif pincipal du stage est une contribution aux tests instrumentaux dʼIRDIS avant sa mise en service au télescope. Les tests consistent en une validation des performances dʼIRDIS dans chacun de ses modes. Ils devraient se dérouler à Marseille jusquʼà mars 2011 puis à Grenoble pour quelques mois (mais le stage se déroule entièrement à Marseille au LAM). Lʼétudiant sera aussi amené à travailler avec des données simulées de systèmes planétaires tels quʼIRDIS les observera, afin de comparer les performances attendues aux caractéristiques mesurées en laboratoire. Participer à cette phase de validation instrumentale en laboratoire permettra à lʼétudiant de sʼimmerger dans lʼutilisation de ce nouvel instrument, et lui donnera un accès privilégié à SPHERE lors de sa mise en service sur le ciel, sa validation scientifique et le début des observations dans le cadre du consortium (260 nuits de temps garanti). Ce stage donnera dʼailleurs lieu à une poursuite en thèse au Laboratoire dʼAstrophysique de Marseille. Bibliographie : Vigan A, Moutou C, Langlois M. et al, 2010, MNRAS 407, 71, “Photometric characterization of exoplanets using angular and spectral differential imaging” Vigan A, Langlois M, Moutou C, Dohlen K 2008, A&A 489, 1345, “Exoplanet characterization with long slit spectroscopy” Beuzit J.-L. et al, 2010, ASPC 430, 231, “Direct Detection of Giant Extrasolar Planets with SPHERE on the VLT”, in proc. “Pathways Towards Habitable Planets” SUJET DE STAGE MASTER 2 : GALAXIES A HAUT REDSHIFT DANS LES CHAMPS COSMOLOGIQUES HERSCHEL MAITRE DE STAGE : Denis BURGARELLA THEME SCIENTIFIQUE : Formation et Evolution des Galaxies, Cosmologie CONTEXTE GENERAL : Notre connaissance astrophysique de l’univers et de ses constituants les plus lointains : des galaxies à des distances supérieures à 10 milliards d’années-lumière (http://www.oamp.fr/actualites/HerchelHerMES_22dec2009.pdf), progresse grâce à deux stratégies observationnelles complémentaires : • des champs relativement petits mais d’une sensibilité extrême permettant de détecter des objets faibles et donc, potentiellement, à « proximité » du Big Bang. • des relevés à grand champ de sensibilité plus faible mais aptes à détecter des objets rares et potentiellement très éloignés (par exemple des lentilles gravitationnelles). Ces deux facettes des études extragalactiques et cosmologiques sont poursuivies dans l’infrarouge lointain par notre équipe au LAM. Nous participons à la plupart des programmesclefs cosmologiques du satellite Herschel de l’ESA : le programme extragalactique du temps garanti HerMES (http://astronomy.sussex.ac.uk/~sjo/Hermes/), le programme-clef HerschelGOODS (http://www.stsci.edu/science/goods) et le programme-clef ATLAS (http://hatlas.astro.cf.ac.uk/). CONTENU DU STAGE: Ce sujet de stage propose de créer un modèle théorique simple d’évolution chimique des galaxies en boîte fermée puis, par une comparaison à des données, de le faire évoluer en intégrant des possibilités d’accrétion et d’éjection de matière de et vers le milieu intergalactique. Nous tenterons ainsi de faire évoluer ce modèle pour mieux comprendre la formation et l’évolution des galaxies en utilisant des diagnostics observationnels. Ces données observationnelles proviennent des champs profonds et des relevés grand champ Herschel. Le code CIGALE (http://cigale.oamp.fr) sera utilisé. Ce stage sera l’occasion, pour un/e étudiant/e motivé/e d’acquérir une expérience des données et des méthodes en Astrophysique Extragalactique et en Cosmologie en utilisant des données spatiales (GALEX, Herschel) multi-longueurs d’onde de l’UV au millimétrique. BIBLIOGRAPHIE : • 2010, Science (sous presse), Negrello et al. « The Detection of a Population of Submm Bright, Strongly Lensed Galaxies » • 2009PASJ...61..177B, Burgarella, D.; Buat, V.; Takeuchi, T. T.; Wada, T.; Pearson, C. : « Deep 15µm AKARI Observations in the CDFS: Estimating Dust Luminosities for a MIR-Selected Sample and for Lyman Break Galaxies and the Evolution of Ldust/LUV with the Redshift » • 2008A&A...483..107B, Buat, V.; Boissier, S.; Burgarella, D.; Takeuchi, T. T.; Le Floc'h, E.; Marcillac, D.; Huang, J.; Nagashima, M.; Enoki, M. : « Star formation history of galaxies from z = 0 to z = 0.7. A backward approach to the evolution of star-forming galaxies » EQUIPE : cette thèse se déroulera au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM) de l’Observatoire Astronomique Marseille Provence (http://www.oamp.fr/) qui se trouve sur le campus de Château-Gombert, au nord-est de Marseille et à proximité de la Chaine de l’Etoile (http://fr.wikipedia.org/wiki/Massif_de_l%27%C3%89toile). PERSPECTIVES : Le satellite Herschel a été lancé par l’ESA en mai 2009 et la mission devrait se terminer en 2012. Une expérience acquise dans le domaine de la formation et de l’évolution des galaxies à partir de l’infrarouge lointain pourra être mise en valeur. Ce sujet de stage M2 pourra, éventuellement, être suivi d’une thèse. Denis Burgarella Email : [email protected] - http://www.oamp.fr/people/burgarella - Tél : 06 07 03 88 06 Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Observatoire Astronomique Marseille Provence Technopôle de Château – Gombert, 38, rue Frédéric Joliot-Curie, 13013 Marseille Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010­2011 Propriétés des barres dans S4G et comparaison avec les simulations Evangelie Athanassoulas et Albert Bosma Laboratoire d'Astrophysique de Marseille Contact : E. Athanassoulas, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, tel 04 95 04 41 10, [email protected] Résumé : Problématique scientifique : Les galaxies à disque ont des structures et des sous­structures, souvent spectaculaires, comme les barres, les bras spiraux et les anneaux. L'étude de ces structures et de leurs propriétés permet de suivre l'évolution d'une galaxie à partir du moment où son disque a été formé et ainsi de remonter dans le temps. Les propriétés des barres observées dans l’Univers local est donc un traceur de l’évolution passée, et peuvent nous renseigner sur les conditions qui ont prédominé pendant la formation de la barre. Par exemple, on s’attend à ce qu’une barre formée dans une galaxie spirale initialement dominée par le disque dans les parties intérieures a des propriétés différentes de celle formée dans une galaxie spirale où le halo massif est plus important. Le survey S4G, qui utilise le télescope spatial Spitzer, cartographie actuellement environ 2300 galaxies proches dans les bandes de 3.6 et 4.5 µm, dont l’émission est dominé par les étoiles vieilles. Un des buts est de quantifier les propriétés des barres dans ces galaxies. Le but du stage sera de déterminer les propriétés des barres dans un sous­ échantillon de ce survey, et d’en tirer des conclusions sur l'évolution des barres en général, en faisant des comparaisons appropriées avec des simulations numériques. Travail à effectuer : Le travail consiste à faire des mesures de la longueur de la barre sur des images du survey S4G, de paramétrer sa forme et de mesurer sa luminosité relative à la luminosité totale de la galaxie. Ces mesures seront ensuite comparées à des mesures similaires sur des images issues de simulations numériques. La comparaison entre les deux permettra de mieux comprendre l'évolution des propriétés des barres, et de poser également des contraintes sur les paramètres qui gouvernent les simulations numériques. Ce travail comportera entre autre des aspects numériques, et des notions de programmation (fortran, ou C, ou IDL, ou Mathematica) seront nécessaires. Mots clefs : Évolution des galaxies, Barres, Analyse d'images. Possibilité de continuer en thèse : oui Bibliographie : Athanassoula, E. et al. 1990, MNRAS, 245, 130 Bureau, M. et al. 2006, MNRAS, 370, 753 Buta, R. et al. 2010, ApJS, 190, 147 Gadotti, D. et al. 2007, MNRAS, 381, 943 Proposition de sujet de stage Master 2 Année 2010-2011 Nom du Laboratoire : Laboratoire d'Astrophysique de Marseille Groupe : Planètes, Atmosphères Stellaires & Interactions Responsable de stage : M. Deleuil Adresse, téléphone, e-mail : Laboratoire d'astrophysique de Marseille Technopôle de Marseille-Etoile 38, rue Frédéric Joliot-Curie 13388 Marseille cedex 13 tél : 04 91 05 59 29 [email protected] Membres de l'équipe d'encadrement : M. Deleuil, A. Bonomo Titre : Gyrochronologie des étoiles du programme CoRoT/Exoplanètes: déterminer l'âge des systèmes planétaires Les planètes qui transitent devant leur étoiles sont des cibles particulièrement intéressantes. Ce sont en effet les seules pour lesquelles on puisse déterminer précisément la masse et le rayon et par là même, contraindre leur structure interne. Ce sont également les seules planètes dont on peut commencer à étudier les propriétés physiques : analyser la composition de leur atmosphère par spectroscopie, ou établir le profil thermique de leur atmosphère grâce à lʼobservation des transits primaires et secondaires dans le proche IR. Cependant, déterminer les paramètres fondamentaux des planètes: masse et rayon, nécessite de connaître ceux de leur étoile. Lʼanalyse spectroscopique combinée aux modèles dʼévolution stellaire permet de mesurer masse et rayon de lʼétoile mais un point dur dans cette analyse demeure lʼâge de lʼétoile qui reste particulièrement mal contraint. Une approche intéressante consiste à utiliser la période de rotation de lʼétoile en tant quʼindicateur de lʼâge. Cette technique, appelée gyrochronologie, a été testée et comparée aux autres indicateurs que sont lʼactivité chromosphérique et lʼâge tel quʼon peut le déduire de la position de lʼétoile dans le diagramme HR et parait particulièrement prometteuse. Les courbes de lumière du programme CoRo/Exoplanètes offrent une opportunité sans précédent pour estimer la période de rotation des étoiles et améliorer lʼestimation des âges stellaires et par suite ceux des systèmes planétaires. Le candidat sera intégré à lʼéquipe CoRoT du LAM. Son travail consistera à sélectionner parmi lʼensemble des courbes de lumières de CoRoT celles qui correspondent aux étoiles les plus propices pour revoir la calibration de gyrochronologie. Il analysera les courbes de lumière de lʼéchantillon sélectionné pour en déduire les périodes de rotation et établir une relation âge - période qui pourra être utilisée pour les étoiles de champs du programme Exoplanètes/CoRoT et en particulier aider à déterminer l'âge des étoiles à planètes. D'autres collaborations, notamment avec lʼéquipe dʼA. Collier-Cameron à lʼUniversité de St Andrew sont également envisagées. Biblio : Barnes : Ages for illustrative field stars using gyrochronology : variability, limitations and errors, 2007, ApJ 669, 1167 Mamajek & Hillenbrand: improved age estimation for solar-type dwarfs using activity-rotation diagnostics, 2008, ApJ 687, 1264 Indication éventuelle d'ouverture vers un sujet de thèse : oui Type de financement envisagé : indemnité de stage. Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Analyses in-situ du noyau des comètes 103P/Hartley 2 et 9P/Tempel 1 Olivier GROUSSIN Laboratoire d'Astrophysique de Marseille - UMR 6110 38 rue Frédéric Joliot Curie, 13388 Marseille Cedex 13 tel: 04 91 05 69 72 / fax: 04 91 66 18 55 email: [email protected] Résumé : La compréhension de la formation et de l’évolution des systèmes planétaires, dont le Système Solaire, est un des grands enjeux scientifiques actuels. Les noyaux cométaires, formés dans un environnement froid, loin du Soleil, sont d’excellents traceurs de ces processus de formation et d'évolution, ce qui rend leur étude particulièrement intéressante. Malheureusement, les noyaux cométaires sont difficiles à observer depuis la Terre à cause de la coma qui les entoure et qui les masque. Les observations in-situ sont donc le meilleur moyen d'étudier ces objets en détail, mais ces observations sont en nombre très limité. Aujourd'hui, seuls cinq noyaux cométaires ont été observés par des sondes spatiales: 1P/Halley en 1986, 19P/Borrelly en 2001, 81P/Wild 2 en 2004, 9P/Tempel 1 en 2005 et 2011, et 103P/Hartley 2 en 2010. L'objectif de ce stage est l'étude in-situ de deux noyaux cométaires, celui des comètes 103P/Hartley 2 (mission EPOXI) et 9P/Tempel 1 (mission Deep Impact et Stardust-NExT). L'analyse des données d'imagerie visible et de spectroscopie infrarouge (1-5 µm) permettra d'aborder de nombreux aspects des sciences cométaires, comme les propriétés photométriques et thermiques, la géologie de surface, ou encore les processus d'activité (poussière et gaz). L'accent sera mis sur les études comparatives entre les différents noyaux cométaires observés in-situ, mais aussi pour la première fois, entre un même noyau (9P/Tempel 1) observé in-situ à deux instants différents (2005 et 2011). L'utilisation de données uniques et récentes ainsi que leur exploitation scientifique, au sein d'une équipe internationale de premier plan, constituent les aspects particulièrement valorisants de ce stage. Sous réserve de l'obtention d'une bourse, ce stage pourra se prolonger en thèse Bibliographie : [1] Groussin, et al., 2007. Surface temperature of the nucleus of comet 9P/Tempel 1. Icarus 187, pages 16-25. [2] A'Hearn, et al., 2005. Deep Impact : excavating comet Tempel 1. Science 310, No 5746, pages 258-264 Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010­2011 TITRE Les galaxies lointaines vues par Herschel : analyse de leur émission depuis l’UV jusqu’au submm, contraintes sur la formation stellaire. Liste des proposants (+ laboratoire(s)) Véronique Buat, Denis Burgarella, Sébastien Heinis, LAM Contact principal (labo, e­mail, tél) Véronique Buat, LAM, vé[email protected], 04 91 05 69 70 Résumé : merci de bien vouloir décrire (1) le contexte de l'étude, (2) les objectifs attendus, (3) la méthodologie envisagée (p. ex. codes : outils existants vs. développements à effectuer) et (4) l'ouverture éventuelle sur un sujet de thèse. La mesure de l'activité de formation stellaire dans l'ensemble de l'univers et en fonction du temps est un des objectifs majeurs de la cosmologie observationnelle. Une difficulté majeure réside dans la mesure elle­même de la formation stellaire. Les étoiles nouvellement formées émettent une grande partie de leur lumière en ultraviolet. Ce domaine de longueur d'onde a donc le grand avantage de mesurer la formation stellaire récente et sans effet de mémoire qui pourrait fausser la mesure. Difficile d'observation dans l'univers local, l'UV (dans le référentiel des galaxies) est facilement observable a z > 1 depuis le sol du fait de décalage spectral. Malheureusement l'absorption des photons UV par les poussières interstellaires empêche l'utilisation quantitative de l'UV pour la mesure du taux de formation stellaire. Cette absorption est très pénalisante: même dans le cas ou on pourrait corriger les flux UV de cette atténuation, nous ne sommes pas certains de détecter en UV toutes les galaxies formant des étoiles. Les poussières ayant absorbé les photons UV réémettent cette énergie en IR (au delà de 5 microns), l'émission IR des galaxies est ainsi devenue un marqueur très efficace de la formation stellaire dans les galaxies même si cette mesure est indirecte. Il est donc crucial de combiner des données UV et IR pour de grands échantillons de galaxies pour quantifier leur formation stellaire. Le satellite Herschel nous apporte aujourd'hui des relevés très complets et profonds de l'émission IR des poussières des galaxies jusqu'à des redshifts de l'ordre de 2, que l’on peut coupler à des données déjà existantes en UV­visible. L'objet du stage porte sur l'analyse d'échantillons de galaxies depuis z=0 jusqu'à z=1.5 à 2, dans les deux champs observés par Herschel dans le cadre du projet GOODS­H. Il s'agira d'analyser la distribution d'énergie des objets de l'UV à l'IR­submm en utilisant le code d'ajustement CIGALE développé dans l'équipe. Des paramètres physiques comme la masse des galaxies, les caractéristiques principales de la formation stellaire qu'elles abritent et l'extinction par les poussières interstellaires seront extraits et leur évolution en fonction du redshift sera analysée. L’étude sera consacrée à l’analyse astrophysique, les échantillons étant mis à disposition de l’étudiant ainsi que les outils d’analyse. Ce stage ouvre sur un sujet de thèse Bibliographie : indiquer quelques références importantes liées à l'étude proposée. sur le code CIGALE et son utilisation: Noll et al 2009 507, 1793; Giovannoli et al. 2010, A&A arXiv 1006.5555 sur les premières exploitations des données Herschel couplées à des données UV: Buat et al 2010, MNRAS arXiv 1007 .1857 Les stages auront lieu du 1er février à juin 2011 (soutenances ~ mijuin) FORMAT : 1 document recto­verso max. en PDF A retourner avant le 28 octobre 2010 au secrétariat du M2­ASEP : helene.perea@obs­mip.fr (sujet : stage M2­ASEP svp !) Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Etude d'une nouvelle formulation de la redistribution partielle du rayonnement diffusé par les atomes Véronique Bommier, LERMA (en 2010), LESIA (en 2011), Observatoire de Paris Directeur de recherche au CNRS [email protected], tel: 0154077948, fax: 0145077100; lieu du stage: Meudon Résumé : merci de bien vouloir décrire (1) le contexte de l'étude, (2) les objectifs attendus, (3) la méthodologie envisagée (p. ex. codes : outils existants vs. développements à effectuer) et (4) l'ouverture éventuelle sur un sujet de thèse. Le contexte est celui de la détermination du champ magnétique en astrophysique, à partir de l'analyse de la polarisation des raies spectrales. Les applications astrophysiques sont à priori nombreuses: raie de Lyman de la zone de transition et des protubérances solaires, raies "fortes" du "second spectre" solaire (le spectre de la polarisation linéaire formée par diffusion près du bord), plus généralement toute raie formée par diffusion dans un milieu peu dense. Paletou et al. (1993) ont montré que la redistribution partielle est l'ingrédient qui permet d'obtenir l'accord profil théorique/observé de la raie Lyα des protubérances solaires, et que l'effet physique est une plus grande pénétration du rayonnement UV à l'intérieur de la protubérance. La redistribution partielle est donc un ingrédient indispensable de la modélisation de l'interaction matière-rayonnement dans ces objets, dont l'envol (dû à un effondrement du champ magnétique ?) est l'origine d'une part non négligeable des "éjections de masse coronale" (CMEs) vers l'espace interplanétaire (dont la Terre, donc). La redistribution partielle a pris un regain d'intérêt récemment avec la mise en évidence par Belluzzi & Landi Degl'Innocenti (2009) qu'une trentaine de raies du "second spectre solaire" ont un profil de polarisation de type "M" selon la classification qu'ils ont définie, et cette forme de profils est typique d'effets de redistribution partielle. Selon ces auteurs, la cinquantaine de profils de type "W" également mis en évidence, sont, avec les profils de type "M", de bons candidats pour les effets de redistribution partielle car ils ont tous une grande largeur équivalente. L'objectif du stage est de jeter les premières pierres pour voir comment tirer parti d'une nouvelle formulation des 2 équations couplées de l'équilibre statistique (EES) et du transfert de rayonnement (ETR), prenant en compte la redistribution partielle, qui a été obtenue par resommation du développement en série de perturbations de l'interaction atome-rayonnement faible décrite en théorie quantique (Bommier, V., 1997). Si l'on recombine les équations obtenues on retrouve les fonctions de redistribution usuelles, mais l'idée serait de réaliser une résolution numérique directement à partir de la nouvelle forme, en espérant que cela la rende plus performante que les solutions usuelles. Ceci est ambitieux et fait l'objet d'une proposition de thèse dont le stage serait l'étape bibliographique et analytique préliminaire. Un avantage prévisible de cette forme nouvelle est de pouvoir lever plus naturellement l'approximation de l'atome à 2 niveaux dans les modélisations de transfert hors équilibre thermodynamique local. En quoi la forme de l'équation de transfert est-elle nouvelle ? L'équation de transfert du rayonnement est le bilan de l'absorption du rayonnement, où la physique atomique intervient dans le coefficient d'absorption, et de l'émission du rayonnement, décrite par l'émissivité, l'énergie rayonnée par unité de volume, de temps, d'angle solide et de fréquence. Usuellement, cette émissivité ne comprend qu'un terme décrivant l'émission du rayonnement à partir du niveau supérieur de la raie: c'est la population de ce niveau, multipliée par le coefficient d'Einstein d'émission spontanée, et par le profil de la raie (+ coefficients de normalisation). Dans ce nouveau formalisme, un deuxième terme s'ajoute, qui dépend, lui, de la population du niveau inférieur de la transition (Bommier, 1997, Eq. (92)). C'est un résultat de la sommation de la série de perturbations qui décrit l'interaction matièrerayonnement faible. Ce terme, d'intégrale nulle en fréquence, "redistribue" les fréquences dans le rayonnement émis. Physiquement, il ajoute à l'équation de transfert la contribution de la diffusion Rayleigh, où le rayonnement est simplement diffusé sur les atomes sans y créer de transition. Il en résulte un découplage partiel entre atomes et rayonnement. Traditionnellement (émissivité à un seul terme), la redistribution partielle est prise en compte par une modification empirique du profil qui devient "profil d'émission" différent du "profil d'absorption" (du coefficient d'absorption). Dans ce nouveau formalisme (à 2 termes dans l'émissivité), il n'y a qu'un seul profil, c'est le même pour les deux processus, ce qui a été aussi montré par la sommation de la série de perturbations. Mais un deuxième terme s'ajoute à l'émissivité, qui redistribue les fréquences. Contenu du stage: – étude et rédaction d'une note de synthèse sur les différentes méthodes intervenant dans la résolution numérique de l'équation de transfert de rayonnement: méthode des caractéristiques courtes, les différents schémas itératifs ALI et Gauss-Seidel, la résolution multigrille (partie bibliographique, à partir de la thèse de Ludovick Léger, Toulouse, 2008, dir. F. Paletou, très pédagogique) – écriture de la solution formelle de l'équation de transfert dans sa nouvelle formulation. La solution formelle est une formulation analytique de l'intégration de cette équation en fonction d'une quantité elle-même à déterminer (d'où le nom de "formelle"). Cette solution analytique sert de base à la résolution numérique au cours de laquelle l'inconnue est finalement déterminée. Dans la forme classique de l'équation de transfert, cette solution formelle est bien connue. Ici, c'est la forme de l'équation de transfert qui est nouvelle et la solution formelle est donc à réécrire. Prolongation en thèse: à partir des méthodes étudiées en stage, l'objectif de la thèse est de bâtir un code de résolution numérique directe du système des équations couplées de l'équilibre statistique et du transfert de rayonnement, cette dernière étant prise sous sa nouvelle forme. On espère que cette forme nouvelle rende la solution plus performante que les solutions usuelles. Je ne dirige pas d'autre étudiant en thèse. Financement: pas d'autre que contrat doctoral (ex-allocation MESR). Cependant, un financement CNRS devrait aussi être demandé via le LESIA. Bibliographie : indiquer quelques références importantes liées à l'étude proposée. – les effets de la redistribution partielle sur la modélisation des protubérances solaires Paletou, F., Vial, J.C., Auer, L.H., 1993, A&A, 274, 571 – mise en évidence d'une trentaine de profils montrant des effets de redistribution partielle dans le second spectre solaire Belluzzi, L., Landi Degl'Innocenti, E., 2009, A&A, 495, 577 – sur la dérivation des EES et de l'équation de transfert en poursuivant puis sommant le développement en série de perturbations Bommier, V., 1997, A&A, 328, 706 Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010­2011 Mission spatiale PLATO: modélisation de la réponse optique Jim Green Réza Samadi Laboratoire: LESIA (UMR 8109) – Observatoire de Paris – section Meudon Téléphone : 01 45 07 78 48 E-mail : [email protected] ; [email protected] Résumé : Contexte: Le projet PLATO (ESA) a pour objectif de détecter, via la technique des transits, des planètes extra-solaires notamment des planètes analogues à la Terre et de caractériser, via la sismologie stellaire, les caractéristiques (age, masse ... etc) des étoiles associées aux planètes détectées. Les deux techniques qui seront utilisées simultanément (transit planétaire et analyse sismique) nécessitent des mesures photométriques de très hautes précision. La mission PLATO est actuellement dans une phase d'étude détaillée. Dans le cadre de cette étude, il s'agit de définir les algorithmes de réduction photométrique, de correction instrumentale et d'étalonnage qui seront effectués à bord ou au sol. Certaines de ces algorithmes nécessiteront la connaissance de la fonction d'étalement du point (en anglais: « Point Spread Function», PSF). Pour modéliser la PSF, seule des images de basses résolutions seront disponibles. En combinant ces images (acquises à bord), nous pouvons ramener le problème à un système d'équations linéaires du type: y = Ax où "x" est le vecteur des coefficients représentant la PSF, "y" est un vecteur correspondant aux images de basses résolutions acquises à bord et "A" est une matrice extrêmement clairsemée. La résolution de ce système linéaire nous donne la PSF. De nombreux algorithmes sont disponibles pour résoude ce problème (algebraic reconstruction technique (ART), la méthode de Landweber, une variante régularisée de la méthode du gradient conjugué ... etc). Objectif et méthodes: L'étudiant procèdera à une évaluation des différentes méthodes utilisées. Pour cela, l'étudiant devra: • Déterminer les critères de qualité de la reconstruction des PSFs • Préparer un ensemble de données de test réalistes • Effectuer l'inversion avec les différents codes développés par l'équipe • Effectuer une comparaison statistique des différents méthodes de reconstruction Si le temps le permet, l'étudiant pourra mettre en œuvre et proposer des améliorations à la méthode d'inversion développée par l'équipe. Les étudiants intéressés par l'astronomie, au traitement d'images, aux problèmes inverses, et enfin au calcul scientifique sont vivement encouragés à candidater. Bibliographie : – « Estimation of a super­resolved PSF for the data reduction of undersampled stellar observations », L. Pinheiro da Silva et al 2006, A&A – « Rank deficient and discrete ill­posed problems », P.C. Hansen, 1999, SIAM – « Regularization of inverse problems », H.W. Engl, M. Hanke, A. Neubauer, 2000, Kluwer Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010­2011 Influence du transport de moment cinétique dans les étoiles de préséquence principale Réza Samadi Kévin Belkacem Marie-Jo Goupil Laboratoire: LESIA (UMR 8109) – Observatoire de Paris – section Meudon Téléphone : 01 45 07 78 48 E-mail : [email protected] Résumé : Contexte: Une question centrale dans la recherche en physique stellaire actuelle est de déterminer comment la rotation affecte la structure interne et l'évolution des étoiles. Celle-ci, par l’intermédiaire d’instabilités hydrodynamiques par exemple, induit un transport d'éléments chimiques. Dans les régions centrales, les changements de composition chimique résultant influent sur l'âge des modèles stellaires, alors que la rotation des couches de surface peut apporter des éléments légers vers les couches plus profondes dans lesquelles ils sont détruits. Cela peut donc affecter la détermination de l'âge des étoiles car les éléments légers sont utilisés comme indicateurs pour certaines populations d'étoiles. Tenir compte de ces processus dans la modélisation stellaire nécessite alors la connaissance du profil de rotation des étoiles, qui dépend à son tour du profil de rotation initial ainsi que du transfert de moment angulaire cours de l'évolution. Se pose dès lors la question du profil de rotation initial, qui classiquement est considéré comme rigide au début de la phase de sequence principale des étoiles. Objectifs: L’objet du travail de stage sera d’étudier les processus de transport de moment angulaire pendant la phase pré-séquence principale (PMS) des étoiles. En particulier, il conviendra d’étudier l’effet du transport de moment angulaire par les ondes internes de gravité dans la phase PMS, comparer les résultats aux autres processus de transport de moment angulaire, tel la circulation méridienne, pour enfin conclure sur la validité de l’hypothèse de profil de rotation rigide comme condition initiale et si celle-ci s’avère non fondée, proposer des alternatives. Méthodes: L’étudiant devra dans un premier temps établir un modèle simplifié de transport de moment cinétique par les ondes internes de gravité, sur la base des études déjà éffectuées pour les étoiles de séquence principale. Il devra ensuite estimer l’impact de ce transport sur le profil de rotation et comparer ses résultats ceux obtenus avec le transport par la circulation méridienne, qu’il obtiendra grâce au code d’évolution CESAM2k. Cela permettra la prediction des profils de rotation sur le début de la sequence prinicpale des étoiles et pourra être confronté aux observations des instruments CoRoT et Kepler. Enfin, l’étudiant bénéficiera du soutien et des compétences développées au sein de l’équipe de physique stellaire du LESIA, d’outils numériques adaptés, ainsi que des nombreuses collaborations déjà établies. Compétences à acquérir: L’étudiant pourra renforcer ses compétences dans le domaine de la physique stellaire et plus particulièrement dans le domaine de l’hydrodynamique et de la physique des ondes. Il pourra également acquérir un savoir-faire quant à l’utilisation et au développement d’outils numériques. Bibliographie : • Decressin et al., A&A, 495, pp.271­286 (2009) • Talon, S., EAS Publications Series, Volume 32, 2008, pp.81­130 Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010­2011 Impact de la pression turbulente sur les fréquences des oscillations de type solaire Réza Samadi Kévin Belkacem Marie-Jo Goupil Laboratoire: LESIA (UMR 8109) – Observatoire de Paris – section Meudon Téléphone : 01 45 07 78 48 E-mail : [email protected] Résumé : Contexte: Depuis le lancement des missions spatiales CoRoT (décembre 2006) et Kepler (mars 2009), des oscillations de type solaire sont détectées dans un nombre croissant d'étoiles. La qualité de ces données permettent de mesurer de manière précise la fréquence de ces oscillations. La comparaison entre fréquences observées et théoriques permet - en principe - de contraindre les paramètres fondamentaux des étoiles observées. Cependant, les fréquences des modes de type solaire dépendent de manière importante des propriétés des couches superficielles des étoiles, et notamment de la présence d'un pression additionnelle (dite « pression turbulente ») qui a pour origine la turbulence près de la surface. Les codes standards de structure stellaire décrivent les couches superficielles des étoiles de manière encore simplifiée. Des différences importantes sont ainsi observées entre fréquences mesurées et fréquences théoriques obtenues à partir des modèles stellaires standards. Ces différences ont jusqu'alors été traitées de manière très empirique par Kjeldsen et al (2008) en introduisant un certain nombre de paramètres libres ajustés dans le cas du Soleil. Toutefois, se pose actuellement la question de la validité de ce modèle empirique ainsi que du caractère universel des paramètres libres introduits. Objectifs: Les simulations hydrodynamiques 3D permettent de modéliser de manière très réaliste la présence de pression turbulente au niveau des couches superficielles des étoiles. En raccordant les modèles stellaires internes aux simulations hydrodynamiques il ainsi possible d'obtenir des modèles stellaires complets plus réalistes que ceux obtenus avec les modèles standards. La comparaison entre les fréquences des modes associés aux modèles « raccordés » (i.e. modèles stellaires raccordés aux simulations hydrodynamiques 3D) et ceux associés aux modèles standards permet de quantifier les effets de surfaces et de tester ainsi la validité de la relation empirique proposée par Kjeldsen et al (2008). Méthodes: L'étudiant devra dans un premier temps construire un ensemble de modèles « raccordés » et en détruire la différence entre les fréquences des modèles « raccordés » et celles des modèles standards. Ces différences lui permettront de quantifier l'impact de la surface sur les fréquences des modes et de comparer avec ce qui est attendue avec la relation empirique de Kjeldsen et al (2008). Son approche pourra être finalement validée à l'aide de données sismiques issues des missions spatiales CoRoT (CNES) et Kepler (NASA). Pour mettre en œuvre ce projet, l'étudiant aura à sa disposition une grille existante de simulations hydrodynamiques 3D, un code « standard » de structure et d'évolution stellaire (CESAM) et enfin un code d'oscillation. Compétences à acquérir: L’étudiant pourra renforcer ses compétences dans le domaine de la physique stellaire et plus particulièrement dans le domaine de l’hydrodynamique et de la physique des ondes. Il pourra également acquérir un savoir-faire quant à l’utilisation et au développement d’outils numériques. Bibliographie : – – – Kjeldsen et al, 2008, ApJ, 683,L175, « Correting stellar oscillations frequencies for near-surface effects » Rosenthal et al, 1999, A&A, 351, 689, « Convective contributions to the frequencies of solar oscillations » Wedemeyer et al, 2004, A&A, 414, 1121, « Numerical simulation of the three-dimensional structure and dynamics of the non-magnetic solar chromosphere » M2 ASEP SUJETS DE STAGES 2010-2011 ---------Directeur de stage Nom : Lopez Bruno et Philippe Berio, Observatoire de la Côte d’Azur, Lucas Labadie, Institut d’Astrophysique des Canaries. Equipe de recherche : Laboratoire H. Fizeau de l’Observatoire de la Côte d’Azur Nom du directeur de laboratoire : Andrea Ferrari Adresse : Observatoire de la Côte D’Azur, BP 4229, 06304 Nice Cedex 4 Téléphone : 04 92 00 31 46 E-mail : [email protected] Fax : 04 92 00 31 38 ---------Sujet du stage Titre : Etude des régions de formation planétaire à haute résolution angulaire par interférométrie infrarouge – Etude et modélisation du disque de poussière de HD 139614 récemment en Avril 2009 observé au VLT avec l’instrument MIDI. Lieu du stage (si l’adresse diffère de celle donnée ci-dessus) : Observatoire de la Côte d’Azur, Nice. Profil souhaité pour l'étudiant (facultatif) : motivé par l’astrophysique et la modélisation, intéressé par les techniques d’observation et d’interférométrie optique, compétences en traitement du signal souhaitées mais non indispensables. Ce stage est-il susceptible d'être poursuivi dans le cadre d’une thèse ? Oui Une gratification ou autre forme de soutien financier est-elle prévue ? Indemnités de stage ~ 400 € Contexte scientifique : Le stage exploite les méthodes d’interférométrie optique afin d’étudier les régions les plus internes (< 1AU) des disques protoplanétaires. Dans le contexte actuel, l’instrument d’observation privilégié par notre communauté européenne est le VLTI de l’ESO. L’observatoire de la Côte d’Azur est par ailleurs impliqué dans le développement d’un instrument de deuxième génération appelé MATISSE. Ce projet a pour objectif l’observation des étoiles jeunes et des disques protoplanétaires dans l’infrarouge moyen car les grains de poussière constituant les disques émettent efficacement dans ce domaine spectral. La cartographie et l’étude des conditions physiques régnant dans les disques sont facilitées par l’étude de l’émission des poussières. MATISSE recombinera 4 télescopes du VLTI et permettra la reconstruction d’images par synthèse d’ouverture. Objectif du stage, travail demandé : L'objectif du stage est de contribuer à la caractérisation et l'interprétation du disque protoplanétaire de l’étoile HD 139614. Cette étoile est une source dite de Herbig de type HAeBe. L’étoile est de masse intermédiaire (quelques masses solaires à 8-10 masses solaires), âgée seulement de quelques millions d’années et est entourée d’un disque de poussière, lieu de formation de jeunes planètes. La modélisation du disque proposée pendant le stage permettra de mieux contraindre les conditions de formation et d'évolution planétaire. La modélisation s’effectuera par des simulations numériques du transfert de rayonnement dans le disque de la poussière. Un deuxième aspect du stage sera une réflexion, sur la façon dont les observations de ce type d’étoiles, dont on reçoit peu de flux, peuvent être améliorées. Ceci dans un mode d’observation que l’on peut appeler le mode ‘objets faibles’. Ces recherches ont un intérêt pour augmenter l’échantillon observable d’étoiles jeunes entourées de disques protoplanétaires. Ces recherches ont aussi un intérêt pour la préparation des méthodes de traitement du signal d’un nouvel instrument pour le VLTI appelé MATISSE. Pour se documenter sur une étoile de Herbig de type similaire et un exemple d’application de modélisation par transfert de rayonnement dans la poussière : http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/a a/abs/2009/24/aa09902-08/aa09902-08.html Pour se documenter sur le VLTI, l’instrument MIDI et le futur instrument MATISSE, voir : http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/telescopes/vlti/ http://www.eso.org/public/teles-instr/vlt/vlt-instr.html http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/midi/ http://www-n.oca.eu/matisse/ Nous contacter pour plus de détails sur MATISSE. Compétences que l'étudiant pourra acquérir ou renforcer en cours de stage : - Transfert de rayonnement dans la poussière par méthode de type Monte Carlo, Procédures d’observations et Traitement du Signal en Interférométrie Optique, Contribution au sein de l’équipe P.I. de l’instrument européen MATISSE à la préparation du futur programme d’observation visant une étude détaillée des disques protoplanétaires. Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Probing the inner disk of the Be star HD 110432: possible magnetic disk-star interactions ? Dr Philippe Stee Observatoire de la Côte d’Azur Boulevard de l’Observatoire B.P. 4229 F-06304 NICE Cedex 4 Mail : [email protected] Tel : 04 92 00 31 17 Résumé : We plann to study the newly defined “γ Cas star” HD 110432 and measure its envelope extension in the Brγ , HeI and FeII emission lines and the nearby continuum. We also want to determine the shape of the envelope as a function of the baseline position angle across the sky plane and the kinematics within the circumstellar envelope following the differential visibility across the Brγ and HeI lines, both in modulus and phase. We seek to detect any departure from a purely axisymmetric disk, as we have found for γ Cas itself or the Be star κ CMa. Finally, by combining spectroscopic data in the visible and in the X-ray domain with these first interferometric measurements we expect to resolve the inner part of the disk where the magnetic field might connect the circumstellar disk to the stellar photosphere. We have already obtained VLTI/AMBER data, which have been reduced. This stage mainly consists on the modelisation of these data and on an astrophysical interpretation that may lead to an A&A publication. HD 110432 is one of a group of the newly defined “γ Cas stars” (Smith & Balona, 2006, ApJ, 640, 941; SB06, Motch et al. 2007, ASPC, 234, 117). These ≈ B1e stars are defined by anomalous X-ray properties, including a high LX = 1033 ergs s−1 , thermal X-ray emission (T > 100 MK), flaring on timescales down to a few seconds as well as variability on timescales of months, Not surprisingly, γ Cas, itself is the most studied member of this group. We know from simultaneous multiband observations that its X-ray variations are well correlated with variations of several UV features that are formed in circumstellar gas near the Be star. From intensive monitoring with a robotic (APT) telescope every available night for a decade, we also know that γ Cas displays correlated long optical cycles of 50-90 days (Smith, M., Henry, R. & Vishniac, E. 2006, ApJ, 647, 1375). The cycles have larger amplitude in the V band than B. As such, these modulations appear to be generated within the Be disk. The APT data also exhibit a robust periodic signature of 1.21581 days. This is likely caused by rotational modulation and is thus is probably associated with surface magnetic disturbances. However, we know less about our target star, HD 110432, because it has not been studied extensively. Nonetheless, photometric monitoring in 2002 suggested the existence of an optical cycle at that time. For this reason G. Henry has scheduled Southern APT observations on this star to commence next season with the inauguration of this new, and even higher precision, instrument. As has also documented for the γ Cas spectrum (Smith & Robinson 1999, ApJ, 517, 866), strong optical lines of HD 110432, show blue-to-red “migrating subfeatures” . Aside from these two stars, such features have only been found in one other star, AB Dor, which is a magnetically active K dwarf. The subfeatures are a strong indicator that clouds are forced into corotation over the star’s surface (e.g. SB06). The disk of γ Cas has been imaged by several interferometric groups. (from Hipparcos dγ Cas = 194 pc). Gies et al. (2007, ApJ, 654 527) found the inclination of the star-disk system to be i ≈ 51° (Gies et al. 2007, ApJ, 654 527). The precession of its one-armed density wave has even been tracked around the star for almost a a full orbit (Berio et al. 1999, ApJ, 345, 203; B99). In addition, disk inhomogeneities have been detected in the Be star κ CMa using AMBER (see Meilland et al. 2007, A&A, 464, 73). Interferometric imaging has not yet attempted on our target. However, as set forth below, new information now demonstrates that this will be a promising venture. At 373 ± 41 pc from the Sun, HD 110432 is the second closest γ Cas star to the Sun. The star’s yellow-red spectrum is sprinkled with double-peaked emission lines of Fe II and He I lines, suggesting a nearly edge-on orientation. Spectral line synthesis work also suggests that its disk is more extended than the γ Cas disk. The first argument for this is from that the amount of Fe II line emission. This implies an emission region extending out to at least 100 R∗ (SB06). The second argument comes from the velocity separation of the V and R peaks in He I and Fe II lines. Assuming Keplerian rotation, the ±105 km/s separation suggests the lines form out to 1.0 A.U. (14R∗ ) or beyond. Both arguments require that the extent of the HD 110432 disk should present to us at least as large an angular diameter as the disk of γ Cas. Since the recent observation of γ Cas with the CHARA interferometer leads to a smaller size (about a factor 2) in the K band compared to the Hα emitting region, we use the value of 1.95 mas obtained by Gies et al. 2007, ApJ, 654, 527 for γ Cas’s disk size. For HD 110432 an extension of ∼100 R∗ in the Fe and HeI lines close the Hα wavelength domain was predicted by SB06 which corresponds to 5.3 mas at 373 pc. To be conservative, we also use the same factor 2 between the visible and K band extension and estimate for this Be star a disk size of about 2-3 mas. Note that with the baselines chosen for the VLTI/AMBER observations, subject of this stage, are able to resolve the disk for all baselines, even with a conservative disk estimation of 2-3 mas. In addition to disk’s extent and orientation, available spectroscopy of our target also hints at variations in disk structure. As found in γ Cas, we expect that these changes can be identified with a precessing, one-armed density wave in the disk. For HD 110432 the changes take the form of variable V /R ratios in several Fe II and He I lines (all optically thin) in addition to Hα. Moreover, a spectrum covering Hα taken by Torrej´on in 2003 shows an exceptionally strong single- peaked emission profile (EW = -60˚A). By 2004 the profile had evolved to a slightly decreased intensity and had taken on the double-peaked morphology. These spectra suggest that the disk has undergone dramatic changes in the last few years, with continued activity still possible. The recent dynamic nature of this star’s disk invites the speculation that its disk injections might be related to the especially hot X-ray temperature for this star compared to the temperatures found from X-ray studies in other stars of this group. For example, we might now expect additional structures to have formed in the inner disk, corresponding to the input and braking of recent disk ejecta. Another important result comes from the variation of the size of the emitting regions seen in the HeI and FeII emission lines. The Brγ line we have observed probes different physical conditions and, if the S/N is sufficient, we can follow the disk rotation in this line. The imaging of a disk of a second γ Cas star is important for other reasons. First, it can test the basic magnetic disk versus the accretion interpretation of X-ray production, we wish to search for indirect evidence of a companion star. Thus, we will determine whether the disk density law tapers at its outer extent or cuts off abruptly, i.e. is truncated (the Kband flux provides the density squared). In the latter case, hydrodynamical theoryshows that the semima jor axis of a binary determines the truncation radius of a Be disk (Okazaki &Neguerela 2001, AIPC, 599, 81). Also, by knowing the density just interior to this point we can estimate the mass available to feed possible accretion. Second, according to Okazaki’s simulations large knots of matter can break off at periastron passage and spiral to the secondary, appearing as a distinct arm/bridge between the stellar components. Such a feature could be visible as a prominent asymmetry in our AMBER results and should not be confused as one of the V, R Hα peaks in the disk spectrum. Third, additional X-ray observations of these stars have arguably reached a point of diminishing returns, with new X-ray spectra adding to a description of the complexity of the emission conditions but not necessarily discriminating among different mechanisms responsible for the emission. To understand the origin of the X-rays, we must map and understand the global properties of the disk as well as any internal homogeneities in relation to the star on the sky. We also wish to repeat the kind of work already done on other γ Cas analogs in order to define the disk conditions necessarily or the “γ Cas (X-ray) phenomenon” to develop. As recently as 2005, there were no analogs and so this was impossible to do. Fourth, four spectra have been obtained by XMM/Newton or Chandra that have given us a chance to assess the range in X-ray properties in a star over time. We now know that the temperature of the hottest component can vary by almost a factor of two in timescales as short as a few months. The mean temperature of this component is likewise some 50-100% higher than γ Cas or other members of the group (Lopes de Oliveira et al. 2007, A&A, 474, 984; L07). The question then arises: whether the disk orientation, the precessing of a one-arm structure, and/or recent injections of matter into the disk determine the primary X-ray temperature we infer ? Lastly, the existence of He I emission out to 1 A.U. is peculiar for a B1e star and suggests that the orbital rotation law is an underestimate of the actual velocities. Indeed, departures of this law close to the star are already suggested by the existence of corotating clouds anchored to the star, as inferred from the migrating subfeatures in line profiles already mentioned. We especially seek to exploit AMBER’s high resolution to search for departures in the Keplerian velocity-radius law. If solid body rotation extends as far as the Hα V − R emission peak separation implies, the rotation law may show that HD 110432 is rotating close to criticality, as Meilland et al. (2007, A&A, 464, 73) found recently using AMBER for the Be star α Arae. Finally, even a few visibility points in time can permit the discovery of an outer boundary (truncation) of the disk due to a putative binary companion. Our finding a disk truncation would enable us to estimate the amount of matter available to feed accretion (the K-band flux gives us density squared), and hence power the X-rays, onto a hypothetical degenerate secondary companion outside this boundary. Bibliographie : - Meilland, A., Stee, Ph., Zorec, J., Kaanan, S. 2006, A&A, 455, 953: Be stars: one ring to rule them all ? - Meilland, A., Stee, Ph.,Vannier, M. et al. 2007, A&A, 464, 59: First direct detection of a Keplerian rotating disk around the Be star α Arae using the VLTI/AMBER instrument - Meilland, A., Millour, F., Stee Ph. et al. 2007, A&A, 464, 73: An asymmetry detected in the disk of κ CMa with AMBER/VLTI - Lopes de Oliveira, R, Motch, C., Smith, M. et al. 2008, A&A, in press ”On the X-ray and optical properties of the Be star HD 110432: a very hard-thermal X-ray emitter, A&A, 474, 984 - Smith, M. & Balona, L. 2006, ApJ, 640, 491: The remarkable Be Star HD 110432 (BZ Crucis) - Kanaan, S., Meilland, A., Stee, Ph., et al. 2008, A&A, 486, 785: Disk and wind evolution of Achernar: the breaking of the fellowship - Meilland, A., F. Millour, Stee, Ph., et al. 2008, A&A, 488, L67-70: δ Cen: a new binary Be star detected by VLTI/AMBER spectro-interferometry This stage clan be split in 20 % theory, 60 % modelisation and 20% data reduction (if needed). We have already the corresponding codes. The student will also use the IDL software and should be fluent with it (but it can also be learned easily). This stage can open the possibility to continue for a PhD on the same or slightly different topics. The student will be paid around 400 € per month and we have (limited) student rooms available near the Observatory. The location of the stage is at the Mt Gros at the Nice Observatory. Les stages auront lieu du 1er février à juin 2011 (soutenances ~ mi-juin) Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Contribution spectrale aux mesures d’irradiance solaire totale Matthieu Kretzschmar, Thierry Dudok de Wit Laboratoire de Physique et Chimie de l’Environnement et de l’Espace LPC2E CNRS/Université d’Orléans Matthieu Kretzschmar (LPC2E, [email protected], 02 38 25 50 39) Résumé : 1) Contexte : La mesure de l’irradiance solaire totale (TSI pout Total Solar Irradiance en anglais), c’est à dire de la quantité de lumière émise par le Soleil, intégrée sur toute les longueurs d’onde, et reçue au niveau de la Terre, est un paramètre fondamental de l’étude des relations Soleil Terre et de l’étude du climat Terrestre en particulier. Plusieurs instruments ont récemment observées cette quantité : PMO et DIARAD à bord du satellite européen SOHO, TIM à bord du satellite américain SORCE, et nous attendons les données du satellite français PICARD. Les valeurs mesurées de la TSI, ainsi que leur variations au cours du cycle solaire, changent selon l’instrument qui les mesure et les raisons invoquées sont les différences dans la calibration des instruments et leur dégradation au cours du temps. 2) Objectif : L’objectif du stage est de déterminer dans quelle proportion des différences dans la réponse spectrale (sensibilité aux différentes longueurs d’onde) de ces instruments peut expliquer les désaccord. En effet, bien que les instruments soient conçus pour être sensible à toutes les longueurs d’onde, aucune mesure de leur réponse spectrale n’existe au dessous de environ 200nm. 3) Méthodologie : Pour déterminer la sensibilité spectrale des différentes mesures, il faudra utiliser des séries temporelles simultanée d’irradiance spectrales (flux solaire à une longueur d’onde donnée) dans l’ultraviolet et l’extrême ultraviolet pour comparer avec la TSI et la reconstruire statistiquement lors de périodes propices à révéler les effets recherchés (tache solaire, éruption, ..). Ces analyses seront faites sous le langage IDL que nous maîtrisons déjà et pour lequel nous avons développé des programmes spécifiques. 4) Ouverture éventuelle d’un sujet de thèse : Le stage pourra déboucher sur une thèse sur un des nombreux aspects de l’étude de l’irradiance solaire dans le cadre des relation Soleil Terre (financement à obtenir). Bibliographie : M. Kretzschmar, T. Dudok de Wit, W. Schmudtz, S. Mekaoui, J.F. Hochedez, S. Dewitte, The effects of flares on the Total Solar Irradiance, Nature Physics, 6 , 690–692, 2010. Fröhlich, C, Evidence of a long-term trend in total solar irradiance, Astronomy & Astroophysics, 501, L27, 2009 Harder, J.W. and Fontenla, J.M. and Pilewskie, P. and Richard, E.C. and Woods, T.N., Trends in solar spectral irradiance variability in the visible and infrared, Geophysical Research Letter, 36 :7801, 2009 Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010­2011 Développement de contraintes sismiques sur la convection turbulente stellaire Kévin Belkacem & Frédéric Baudin Institut d'Astrophysique Spatiale, Université Paris 11, Bâtiment 121, F-91405 ORSAY [email protected], [email protected] Tél : 01 69 85 86 07 Résumé : Les étoiles présentant des oscillations de type solaire sont maintenant très nombreuses grâce aux observations des missions spatiales CoRoT et Kepler. Afin d’analyser ces étoiles, il est possible d'utiliser des relations d'échelle. Ces dernières relient les paramètres sismiques aux propriétés globales des étoiles observées (rayon, masse, age). Un exemple de loi d'échelle très prometteuse, quant à la physique sous-jacente, est la relation entre la fréquence du maximum d'amplitude dans le spectre d'oscillation et la fréquence de coupure au-delà de laquelle les ondes ne sont plus piégées dans les étoiles. Un récent travail (Belkacem et al. 2010) montre qu'elle trouve son origine dans la région de transition entre convection et atmosphère et est potentiellement capable d’apporter des contraintes sur les propriétés dynamiques de la convection turbulente stellaire. L’objectif du travail de stage sera dans un premier temps d’étudier, d’un point de vue théorique, le domaine de validité de cette relation d’échelle. Pour cela, l’étudiant disposera du code d’évolution stellaire CESAM2k ainsi que d’outils adaptés à la construction de grilles de modèles stellaires. La seconde phase du stage consistera à déterminer les propriétés que cette loi d’échelle permet d’obtenir sur la convection turbulente. Enfin, l’étudiant pourra confronter ses résultats aux données issues des missions CoRoT et Kepler. Bibliographie : Mosser et al., A&A, 517, A22 (2010) / Miglio et al., A&A, 503, L21, (2009) / Kjeldsen & Bedding, A&A, 293, 87 (1995) Les stages auront lieu du 1er février à juin 2011 (soutenances ~ mijuin) FORMAT : 1 document recto­verso max. en PDF A retourner avant le 28 octobre 2010 au secrétariat du M2­ASEP : helene.perea@obs­mip.fr (sujet : stage M2­ASEP svp !) Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Développements instrumentaux pour la mission LISA Stabilisation en fréquence de laser et banc de simulation des signaux interférométriques Hubert Halloin Laboratoire APC / Université Paris-Diderot 10, rue Alice Domon et Léonie Duquet 75205 Paris Cedex 13 Contact : Hubert Halloin Tél : 01 57 27 60 76 E-mail : [email protected] Résumé : LISA (Laser Interferometer Space Antenna) est un projet d'interférométrie dans l'espace visant à la détection d'ondes gravitationnelles basses fréquences, développé en collaboration entre l'ESA et la NASA. Dans ce cadre, le laboratoire APC mène depuis plusieurs années des activités de R&D centrées sur la réduction des bruits de fréquence laser et la simulation optique des signaux interférométriques. Deux expériences sont actuellement en cours de réalisation : les projets LASIC (LAser Stabilisé sur Iode en Cavité) et LOT (LISA On Table). La première expérience consiste en la réalisation d'un système original de stabilisation de fréquence laser basé sur l'utilisation d'une cellule d'iode placée dans une cavité optique de faible finesse. Après la réalisation de systèmes utilisant une technique 'standard' et un prototype de cellule en cavité développé en collaboration avec le SYRTE/Obs. de Paris, nos activités actuelles sur ce sujet portent sur l'adaptation d'une expérience de laboratoire aux contraintes d'une mission spatiale (compacité, robustesse, facilité de mise en oeuvre, etc.). Sur ce thème, l’étudiant stagiaire aura à réaliser le montage optique, mettre en place les électroniques de contrôle et analyser les données, plus particulièrement en coordination avec un doctorant en dernière année de thèse. La deuxième activité de R&D s'attache à mettre en place un banc optique simulant les signaux interférométriques de LISA (en particulier respectant les délais de propagation - 17 secondes - entre les satellites). Un tel banc de tests permettra d'étudier finement les performances des instruments de mesure (phasemètres en particulier), leurs interactions éventuelles, la qualité des mesures effectuées et leurs conséquences sur les algorithmes de reconstruction et d'analyse de données. Un premier prototype optique a été récemment mis en place et est en cours de caractérisation. Une version ‘tout électronique’ de ce simulateur est en fin de réalisation et pourra être exploitée prochainement. En fonction de ses goûts et compétences, l’étudiant stagiaire pourra donc s'investir dans l'un ou l'autre de ces projets. Sa contribution pourra d'autre part être axée sur la réalisation de montages optique en salle blanche, la mise en oeuvre des électroniques et logiciels de contrôle ou le traitement des données récoltées et leur comparaison aux exigences de la mission LISA. L’équipe LISA à l’APC est constituée de 12 personnes (5 chercheurs, 3 ingénieurs de recherche, 4 doctorants), dont 6 (1 enseignant-chercheur, 3 ingénieurs de recherche et 2 doctorants) travaillant plus particulièrement sur les activités de R&D. Ce stage pourra se poursuivre par une thèse, principalement axée sur le développement et l’exploitation du banc de simulation opto-électronique. Les stages d'une durée supérieure à 2 mois sont rémunérés à hauteur de 416 €/mois. D'autre part, le stagiaire aura la possibilité de participer à l'école de Cargèse, Gravitational Waves, from theory to detection, du 30 mai au 3 juin 2011. Bibliographie : [1] - site web du laboratoire APC : www.apc.univ-paris7.fr [2] - site web du groupe LISA à l’APC : http://www.apc.univ-paris7.fr/APC_CS/experiences/lisa [3] - Argence et al. «Molecular laser stabilization at low frequencies for the LISA mission.» Phys. Rev. D (2010) vol. 81 pp. 82002 [4] - Halloin et al. «LISA On Table : An Optical Simulator for LISA» International Conference on Space Optics (2010) http://congrex.nl/ICSO/Papers/Session%2014b/FCXNL-10A02-2018762-1Halloin_ICSO_Paper.pdf [5] - Argence et al. «Overview of the LISA mission and R&D developments at the APC.» Proceedings des journées SF2A (2009) http://sf2a.cesr.fr/2009/2009sf2a.conf..0127A.pdf Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Galaxies en fusion dans les simulations et dans les observations Gary MAMON (IAP, Paris), Andrea CATTANEO (LAM, Marseille) & Sugata KAVIRAJ (Imperial College, Londres) IAP, Paris, 01 4432 8115, [email protected], www.iap.fr/users/gam/research.html Résumé Un des buts de l'astrophysique extragalactique est de déterminer les processus physiques qui influent le plus sur la formation et l'évolution des galaxies. Les dernières années ont été marquées par une avalanche d'observations provenant de très grands relevés (en particulier le SDSS dans l'Univers local) ainsi que par l'amélioration des simulations de la formation et de l'évolution des galaxies dans un contexte cosmologique. Un ingrédient essentiel dans les modèles concerne les fusions (coalescences) des galaxies, qui semblent jouer un rôle moteur, au moins pour les galaxies les plus massives. Le but du stage est de confronter pour la 1ère fois un modèle théorique simple (Cattaneo et al. 2010) de formation de galaxies (appliquée sur des simulations cosmologiques à haute résolution de l'évolution de la matière noire) avec les données des galaxies en fusion ou en interaction non-fusionnante. Nous avons deux simulations cosmologiques à notre disposition et nous avons les sorties de notre modèle sur la 1ere et espérons l'avoir prochainement sur la seconde. Nous possédons aussi les données du projet Galaxy Zoo (Lintott et al. 2008), dans laquelle près d'un million de galaxies du SDSS-spectroscopique ont été classifiées visuellement par au moins 80 amateurs, d'où il en sort 3414 paires de galaxies en interaction ou fusion (Darg et al. 2010ab), dont les propriétés ont été mesurées par le SDSS. L'étudiant(e) déterminera les relations statistiques des données SDSS/Zoo, en particulier les relations entre les masses [sous forme d'étoiles] et morphologies (spirale ou elliptique) des deux galaxies, avec la position de la paire dans leur environnement, et la masse de ce dernier. Si ces relations sont bien prédites par le modèle, alors cela confortera notre confiance en notre modèle. Si, au contraire, il n'y a pas accord, l'étudiant(e) réfléchira comment modifier le modèle afin de mieux prédire les observations du SDSS/Zoo. L'étudiant(e) confrontera aussi les données SDSS/Zoo aux prédictions analytiques de Mamon (1992, 2000). Bibliographie Cattaneo, Mamon et al. 2010, A&A soumis (arXiv:1002.3257), A toy model of galaxy formation: how do galaxies acquire their mass? Darg, Kaviraj et al. 2010a, MNRAS, 401, 1043, Galaxy Zoo: the fraction of merging galaxies in the SDSS and their morphologies Darg, Kaviraj et al. 2010b, MNRAS, 401, 1552, Galaxy Zoo: the properties of merging galaxies in the nearby Universe - local environments, colours, masses, star formation rates and AGN activity Lintott et al. 2008, MNRAS, 389, 1179, Galaxy Zoo: morphologies derived from visual inspection of galaxies from the Sloan Digital Sky Mamon 1992, ApJL 401, L3, Are elliptical galaxies the products of mergers? Mamon 2000, proc. ASP 197, 377 (arXiv:astro-ph/9911333), Theory of galaxy dynamics in clusters and groups Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Titre : Structuration Spatiale du Milieu Intergalactique Nom du Laboratoire : Institut d’Astrophysique de Paris Groupe : Cosmologie et Hautes Energies Responsable de stage : Patrick Petitjean Adresse, téléphone, e-mail : [email protected] Tel : 0144328150 Membres de l'équipe d'encadrement : Emmanuel Rollinde, Pasquier Noterdaeme, Isabelle Pâris Résumé du travail demandé : La lumière des quasars de grand décalage spectral voyage pendant des milliards d’années à travers l’Univers. Elle rencontre sur son parcours des objets gazeux, des disques de galaxies aux nuages diffus du milieu intergalactique, qui impriment de petites mais nombreuses absorptions dans son spectre. L’étude des absorptions dans le spectre des quasars nous permet d’attaquer un grand nombre de problèmes physiques de la cosmologie et en particulier de la formation et de l’évolution des galaxies, des grandes structures mais aussi de la reionization de l’Univers et de la nature de la matière noire. Comme on observe avec la même sensibilité les objets à tout décalage spectral, c’est un outil extrêmement puissant pour suivre l'évolution des galaxies normales, du milieu intergalactique et de leurs échanges (le gaz est accrété par les galaxies, enrichi en métaux par la formation d’étoiles, puis réexpulsé par les explosions de supernovae) et ceci depuis la naissance de l'Univers jusqu'à aujourd'hui. Des simulations numériques à N-corps récentes permettent de modéliser ces échanges et d’avoir une vue d’ensemble de la distribution spatiale du gaz, dans et entre les galaxies. Avec un seul quasar, on n’éclaire « que » sa ligne de visée et on n’a donc qu’une représentation unidimensionnelle du gaz dans l’Univers. Pour passer en 3D, on étudie des quasars dont les lignes de visée sont proches (entre 2 et 10 arcmin) et on corrèle les absorptions observées dans les différents spectres. Si l’on arrivait à construire un réseau de quasars suffisamment dense, on saurait reconstruire la distribution spatiale du gaz intergalactique. Construire ce réseau et détecter par exemple les oscillations baryoniques dans le milieu intergalactique est le but de la grande collaboration BOSS (prolongement du SDSS) dont fait partie notre équipe. Le relevé SDSS-BOSS, qui doit durer cinq ans, et qui associe une vingtaine d’institut de par le monde, prend des données depuis un an et a déjà détecté plus de 18000 quasars. De nombreuses paires de quasars existent (quasars projetés sur le ciel à de très petites distances, <2arcmin. Durant le stage, on s’intéressera à ce premier échantillon de paires de quasars. Il s’agira de construire la corrélation entre ces lignes de visées qui permet de contraindre les paramètres cosmologiques et en particulier la constante cosmologique. Voir par exemple: Coppolani et al. 2006, MNRAS, 370, 1804 Caucci et al. 2008, MNRAS, 386, 211 http://www.sdss3.org/index.php Ouverture vers un sujet de thèse : Le stage pourra se prolonger naturellement par une thèse sur le sujet. En particulier en couplant les observations BOSS à des données, que nous avons, dans un champ profond du CFHTLS et qui associent des observations spectroscopiques de quasars du champ (VLT-UVES et FORS) à des observations spectroscopiques des galaxies dans un degré carré (VLT-VIMOS et AATOmega). Proposition de stage de Master pour l’année 2010-2011 • Titre du stage : Etude de l’effet Doppler sur la lumière du Soleil réfléchie par un astéroı̈de • Liste des proposants : Gwenaël Boué (CAUP, Porto), Nuno Santos (CAUP, Porto) • Lieu du stage : Centro de Astrofı́sica da Universidade do Porto, Rua das Estrelas, 4150-762 Porto, Portugal, email: [email protected], Tél: +351 226 089 822 • Financement : Une bourse sera disponible au cas où un bon candidat se présente • Thème scientifique : Spectroscopie • Résumé du sujet proposé : Avec l’essor des découvertes de planètes extrasolaires par la mesure des vitesses radiales de leur étoile, la précision des spectrographes n’a cessé d’augmenter. Ainsi, des instruments tels que HARPS monté sur le télescope de 3.6 m de l’Observatoire de la Silla, au Chili, sont maintenant capables de mesurer des vitesses de l’ordre de 1 mètre par seconde. Il devient alors possible de mesurer l’effet Doppler qu’engendre la rotation d’un astéroı̈de sur la lumière qu’il reçoit du Soleil. Cet effet Doppler dépend de plusieurs paramètres comme la forme de l’astéroide et son orientation. Ceux-ci sont généralement obtenus à partir de l’étude des courbes de lumière, c’est-à-dire la variation de la magnitude apparente de l’astéroı̈de en fonction de sa phase. Le but de ce stage est d’étudier la possibilité de déterminer ces mêmes paramètres par spectroscopie. La méthodologie envisagée est essentiellement analytique et numérique. L’étudiant utilisera le langage de programmation de son choix. L’étude se fera avec une difficulté croissante en partant d’un modèle académique où l’astéroı̈de est supposé sphérique avec une surface réfléchissant la lumière de manière isotrope. Ensuite, des formes d’astéroı̈des plus réalistes seront envisagées, d’abord ellipsoı̈dales puis polyhédrales (ensemble de facettes triangulaires). Pour ce faire, nous utiliserons la base de donnée DAMIT. Suivant l’avancement du stage et/ou les goûts de l’étudiant, l’effet de l’émission non-isotrope de la lumière réfléchie sera étudié. Cette partie se basera sur les travaux et les formules de Hapke. Pour terminer, des méthodes d’inversion seront envisagées. • Ce stage est-il susceptible d’une prolongation en thèse? : NON Proposition de stage – M2 ASEP, année 2010-2011 Dissipation et flux de chaleur dans le vent solaire Gérard Belmont et Roland Grappin, LPP (Ecole Polytechnique) contact : [email protected] Résumé : Le vent solaire résulte d'une série de transformations : l'énergie cinétique de la zone de convection génère des ondes (compressibles et Alfvén) qui montent et se dissipent en chaleur en partie dans la chromosphère. L'énergie magnétique est également dissipée en chaleur dans la couronne, soit aussi par des ondes soit par reconnexion de structures quasi-statiques. Le gradient de pression de la couronne pousse ensuite le vent, qui devient supersonique dans la région où l'énergie gravitationnelle est de l'ordre de l'énergie thermique. Le vent lui-même subit une post-accélération due aux ondes d'Alfvén, et se refroidit beaucoup moins vite que ne le prédit une expansion adiabatique. Deux termes viennent contrarier le refroidissement adiabatique: le flux de chaleur et la transformation des fluctuations emportées par le vent en chaleur (dissipation). Plusieurs sondes spatiales ont été lancées depuis le début de l'ère spatiale pour élucider les mécanismes physiques qui régissent l'expansion du vent solaire, son accélération et son chauffage. Les sondes Helios et Ulysses possédaient, outre les magnétomètres, des détecteurs de particules, ions et électrons, à partir desquels on peut estimer les quantités importantes du problème, ainsi que leur évolution avec la distance au soleil : densité, vitesse, pression et flux de chaleur. Cranmer et al. (2009) (ApJ 702, 1604) ont tenté de déduire, à partir des données Helios et Ulysses, le terme de "dissipation" nécessaire pour expliquer les variations de température observées. En utilisant un modèle simplifié, à expansion radiale, du vent solaire, on peut en effet calculer quelles variations de température sont dues à l'expansion adiabatique et quelles corrections apportent le flux de chaleur observé. Si le résultat ainsi trouvé ne coïncide pas avec les variations de température observées, la différence permet d'estimer la source de chaleur due à la dissipation des ondes provenant du soleil. Malheureusement, l'article de Cranmer et al. 2009 souffre d'imperfections qui rendent son résultat douteux. Si le flux de chaleur est bien tiré directement des données spatiales, les déductions qui en sont faites ne reposent pas sur les mesures simultanées de la densité, de la vitesse et de la température, mais sur des moyennes obtenues indépendamment. Le travail proposé au stagiaire sera essentiellement un travail de traitement de données et d'interprétation en termes de modèles simples. Le stagiaire devra réaliser les étapes suivantes: a) Répéter la méthode de Cranmer et al. en utilisant les mesures spatiales simultanées de toutes les quantités utiles à l'estimation du terme de dissipation. b) Comparer le flux de chaleur mesuré aux différents modèles existant (équations de fermeture) c) Interpréter les résultats physiquement et estimer l'influence des approximations simplificatrices utilisées. On cherchera aussi les différences éventuelles entre l'héliosphère interne (Helios) et externe (Ulysse) Bibliographie : indiquer quelques références importantes liées à l'étude proposée. Les stages auront lieu du 1er février à juin 2011 (soutenances ~ mi-juin) FORMAT : 1 document recto-verso max. en PDF A retourner avant le 28 octobre 2010 au secrétariat du M2-ASEP : [email protected] (sujet : stage M2-ASEP svp !)
