Booklet2017

M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse III
Projet d'initiation à la recherche Année 2016-2017
Etude du bruit de fond des spectromètres de particules chargées
embarquées sur les sondes planétaires en relation avec les évènements
solaires
Nicolas ANDRE, IRAP, PEPS (Roche), [email protected], 05 61 55 83 70
Les spectromètres de particules chargées embarquées sur les sondes planétaires contiennent
des détecteurs amplificateur de charge électrique (ions, électrons) qui sont également
sensibles aux radiations cosmiques (gammas, rayons X, photons ultraviolet).
Lors des tempêtes solaires des éjections de masse coronale (CME) ainsi que des particules
solaires énergétiques (SEP) se propagent dans le milieu interplanétaire et impactent les
environnements planétaires. Ces évènements sont à l’origine d’un bruit de fond voire d’une
saturation des détecteurs embarqués sur les instruments spatiaux. Ces signaux parasites
peuvent ainsi être repérés et leur étude apporte des informations uniques sur les perturbations
du vent solaire, la réponse du milieu planétaire à ces perturbations, ainsi que la sensibilité des
détecteurs spatiaux.
L’objectif du stage proposé est d’utiliser les observations des spectromètres embarqués sur les
sondes planétaires MESSENGER (étude de Mercure), Venus Express (étude de Vénus), Mars
Express et MAVEN (étude de Mars), Rosetta (étude de la comète Churyumov-Gerasimenko),
Juno (étude de Jupiter) et Cassini (étude de Saturne) afin dans un premier temps de repérer et
de cataloguer les perturbations du vent solaire, puis dans un deuxième temps des les étudier
dans un contexte de météorologie spatiale planétaire.
Fig. 1 : Bruit de fond du spectromètre FIPS à bord de la sonde MESSENGER dans
l’environnement de Mercure en relation avec des SEPs solaires.
Méthodologie :
- analyse de données observationnelles à l’aide de l’outil AMDA du CDPP
(http://amda.cdpp.eu)
Bibliographie
• Gershman, J., 2015, MESSENGER observations of solar energetic electrons within
Mercury’s magnetosphere, JGR, doi: 10.1002/2015JA021610

M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse III
Projet d'initiation à la recherche Année 2016-2017
Etude statistique des chocs d’étrave de Mars et Vénus avec le logiciel
AMDA
Vincent Génot, IRAP, PEPS (Roche), [email protected], 0561 558 554
Le vent solaire est un écoulement supersonique qui interagit dynamiquement avec les
environnements planétaires. La première signature de cette interaction est celle d’un choc
situé en amont des planètes qu’elles soient magnétisées ou non. Dans le cadre de ce PIR nous
allons nous intéresser aux cas de Mars et Vénus tels qu’ils ont été observés par les sondes
« jumelles » Mars Express et Venus Express.
Fig. 1 : (gauche) Une double traversée du choc martien observée le 24 avril 2015. Le
paramètre en vert est l’intégration du flux électronique (1er panneau). Les panneaux du bas
montrent le résultat de l’étude statistique des traversées. (droite) Le même événement analysé
dans le logiciel AMDA. Le paramètre du bas reproduit le flux intégré.
Dans leur récent papier Hall et al. exposent une méthode de détection automatique des
traversées de choc à Mars, principalement à partir des mesures de l’instrument « électrons ».
Nous proposons dans ce stage de revisiter leurs résultats en implémentant un algorithme de
détection dans le logiciel d’analyse de données AMDA http://amda.cdpp.eu développé à
l’IRAP, puis, dans un second temps, d’étendre l’analyse au cas de Vénus. Une comparaison
détaillée des deux situations pourra mener à de nouveaux résultats sur les quantités solaires
(pression dynamique, irradiance solaire) qui contrôlent la position des chocs d’étrave.
Bibliographie
 Hall, B. E. S., et al. (2016), Annual variations in the Martian bow shock location as
observed by the Mars Express mission, J. Geophys. Res. Space Physics, 121, 11,474–
11,494, doi:10.1002/2016JA023316.

M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse III
Projet d'initiation à la recherche Année 2016-2017
Calibration, quantification et classification des spectres ChemCam.
Jérémie Lasue
IRAP, PEPS (Roche), équipe ChemCam, [email protected], 05 61 55 84 50
ChemCam est un instrument spatial à bord de Mars Science Laboratory qui analyse la surface
de Mars in situ avec la technique de spectroscopie active par ablation laser à distance
(Maurice et al., 2012 ; Wiens et al., 2012). Un faisceau laser pulsé de 14mJ à 1067nm est
focalisé sur l’échantillon d’intérêt jusqu’à 7m de distance pour générer un plasma contenant
environ 1ng de la roche à analyser. Le matériau de l’échantillon est excité à une température
de près de 10000K ce qui crée un plasma et les atomes et ions qui le composent émettent de la
lumière à des longueurs d’onde caractéristiques des atomes constitutifs de l’échantillon, voir
figure ci-dessous.
La calibration et l’analyse des spectres utilise une base de données de calibration qui a été
mesurée en laboratoire sur Terre en condition martienne avec des roches de compositions
connues. La chaîne de traitement des données ChemCam comprend les étapes suivantes :
correction de la réponse instrumentale et de la distance, recalibration des spectres en longueur
d’onde, soustraction du continuum d’émission, retrait des spectres contaminés par la poussière
martienne, normalisation. La quantification et la classification se font ensuite par application
de techniques multivariées de régression ou de clustering (e.g. Partial Least Squares, etc.).
Ce stage utilisera les spectres des bases de données ChemCam disponibles publiquement
pour comprendre la chaîne de traitement des données décrite dans (Wiens et al., 2013) et la
réappliquer aux données martiennes. Les algorithmes d’analyse sont disponibles sous IDL,
mais des routines équivalentes peuvent être utilisées sous R ou Python.
Fig. 1: a) ChemCam localisé sur le mât de MSL utilise un laser pour analyser les roches à
distance. b) Exemple de spectre ChemCam après calibration qui peut être utilisé pour
déterminer la composition des roches.
Bibliographie
1. Maurice et al. (2012) Space Sci. Rev., DOI 10.1007/s11214-012-9902-4
2. Wiens et al. (2012) Space Sci. Rev., DOI 10.1007/s11214-012-9912-2.
3. Wiens et al. (2013) Spectrochim. Acta, Part B, DOI: 10.1016/j.sab.2013.02.003

M1 Astrophysique Université Paul Sabatier, Toulouse III
Projet d'initiation à la recherche Année 2016-2017
Flèche du temps
Arturo López Ariste, IRAP, PS2E (Belin), [email protected], 05 61 33 47 16
Les mesures faibles, proposés par Aharonov et autres, proposent d’observer une fonction
d’onde quantique sans pour autant provoquer son collapse dans un de ses états propres. Ces
mesures ont deux attractifs immédiats: Le premier d’ordre pratique: elles permettent une
amplification considérable d’un signal donnée. Grâce à telles amplifications des effets
considérés auparavant comme non-observables deviennent mesurables. Le deuxième est que
le processus de mesure peut être interprété de deux façons radicalement différentes: Comme
le résultat d’une interférence extrêmement subtile, délicate et improbable, ou comme le
renversement de la flèche du temps entre deux mesures fortes (celles plus habituelles qui
collassent la fonction d’onde).
Malgré l’audace de la deuxième explication, aucune expérience permet aujourd’hui de la
prouver erronée ou correcte.
Dans ce projet nous allons refaire l’experience de mesure faible de Ritchie et al. (1991) en
vraie et dans l’ordinateur et comparer les observations avec les prédictions. Les mesures nous
permettront de determiner l’inclinaison d’un faisceau laser à quelques secondes d’arc de
précision à travers de mesures polarimétriques. Dans le processus nous nous demanderons sur
la flèche du temps que, dans la table optique sera renversée pendant 1 ns, de croire la
deuxième explication.
Le stage demande de petites connaissances en programmation (python de préférence), de
connaissances basiques sur la polarisation de la lumière et sur la mécanique quantique et une
dose d’audace dans l’esprit.
Bibliographie
-Ritchie, Story, Hulet. “Realizatin of a Measurement of a Weak Value”. Physical Review
Letters 66, 1107 (1991)
-Aharonov, Albert, Vaidman “How the Result of a Measurement of a Component of the
Spin of a Spin-1/2 particle can turn out to be 100”. Physical Review Letters 60, 1351
(1988)

M1 Astrophysique Université Paul Sabatier
Projet d’initiation à la recherche Année 2016/2017
Détermination de la rotation solaire via le suivi du plasma photosphérique
Thierry Roudier, IRAP (Toulouse), thierry[email protected] , 05 61 33 28 16
La détermination de la rotation du soleil et sa rotation différentielle peut être effectuée par diverses
méthodes : spectroscopique (Doppler), analyse sismique, suivi des traceurs (taches, facules, filaments, etc.)
ou bien comme nous l’avons montré récemment directement par le suivi des granules solaires. La
connaissance de la rotation différentielle solaire est importante pour une détermination précise de la
dynamique du soleil et de l’évolution du champ magnétique qui est à la base de l’activité solaire. Très
récemment (2010), le satellite Solar Dynamic Observatory (SDO) fournit des cartes d’intensité et des
vitesses Doppler toutes les 45 secondes. Ces données ont l’avantage, par rapport aux données obtenues
depuis le sol, de ne pas être perturbées par l’atmosphère terrestre et surtout d’avoir une continuité temporelle
24h sur 24h (en dehors des rares éclipses dues à l’orbite du satellite). Ainsi une nouvelle étude originale de
la détermination de la rotation du soleil via le suivi plasma solaire est possible par cette nouvelle méthode
que nous proposons. L’originalité de cette approche réside dans le fait que c’est la première fois que l’on
détermine la rotation du plasma via des traceurs à la surface même du soleil et en particulier au centre du
disque. Cette mesure permet entre autre une comparaison avec les autres déterminations par les méthode
citées ci-dessus.
Figure 1 : Image du continu (à gauche) et Dopplergramme (à droite) du soleil entier obtenus le 30
Novembre 2016 par le satellite SDO. Les vitesses négatives du Dopplergramme sont dirigées vers
l’observateur.
L’objectif du travail que nous proposons, est de déterminer la rotation différentielle du soleil à l’aide des
vitesses Vx, Vy mesurées par le suivi des granules solaires et des cartes Doppler de SDO. Il conviendra de
bien comprendre les diverses corrections décrites dans l’article de Howard R. and Harvey J. 1970. L’article
de revue de L. Paternò (2010) vous permettra d’avoir une vue de l’historique et de l’intérêt astrophysique de
la mesure de la rotation différentielle solaire. Il faudra ensuite appliquer les transformations à ces données
pour en déduire la rotation sidérale du soleil. Cela pourra être fait à l’aide d’outils numériques que les
étudiants développeront eux-mêmes (IDL, Python, ou autres).
Bibliographie :
Howard R. and Harvey J. Solar Physics 1970 12, 23
Paternò L. Astrophys. Space Sci. 2010 328, 269