Booklet2017
publicité
M1 Astrophysique Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III 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 Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III 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 Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III 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 Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III 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 Projet d’initiation à la recherche Université Paul Sabatier Année 2016/2017 Détermination de la rotation solaire via le suivi du plasma photosphérique Thierry Roudier, IRAP (Toulouse), [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 M1 Astrophysique Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III Année 2016-2017 Détermination de la région d’émission du CO chaud dans un disque protoplanétaire avec une cavité en poussière Andrés Carmona, IRAP, PS2E (Belin), André[email protected], 05 61 561 33 27 86 Les systèmes planétaires se forment dans les disques de gaz et des poussières qui entourent les étoiles de pre-séquence principale. L’étude de la structure de ces disques, son évolution, et les liens avec la diversité des exo-planètes est un domaine très actif de recherche. Les disques protoplanétaires sont étudiés en mesurant l’émission continue de la poussière et les raies d’émission du gaz. Les disques ayant un rayon moyen de plus de 100 unités astronomiques (ua), et leur température décroissant en fonction du rayon, des observations dans des longueurs d’onde du visible au centimétrique sont nécessaires pour en étudier toute l’extension. Les modèles théoriques suggèrent néanmoins que la formation des planètes a lieu plus probablement à l’intérieur d’un rayon de dix unités astronomiques (e.g. Pollack et al. 1996). Ces régions internes chaudes du disque (à quelques centaines de Kelvin) sont les moins connues, en particulier en ce qui concerne leur contenu en gaz. Savoir si la quantité de gaz dans le disque interne est suffisante pour former des planètes géantes, connaître le contenu en eau du disque dans la région de formation des planètes telluriques, ou déterminer si les disques ont des sillons dans le gaz dus à la présence de planètes géantes, sont des questions essentielles qui nécessitent une bonne compréhension du gaz chaud. Fig. 1 : Distribution en poussières du disque autour de HD139614 et profils des raies rovibrationelles des isotopologues de CO à 4.7 micron observées avec VLT/CRIRES. Le gaz chaud dans la région de formation planétaire est tracé par les raies d’émission dans l’infrarouge proche et moyen (1 - 20 μm, e.g., Carmona et al. 2010). L’objectif de ce projet d’initiation à la recherche est d’analyser les raies spectrales de 12CO, 13CO, et C18O chaud à 4.7 micron qui on été mesurés avec VLT/CRIRES dans le disque autour de l’étoile du type Herbig HD 139614. Le disque autour de HD 139614 est très important car il a un sillon dans sa distribution de poussières entre 2.5 et 6 u.a. (Fig. 1, Matter et al. 2016), et ce gap peut être la signature indirecte de la présence d’un planète géante enfuit (e.g, Rice et al. 2003). Le projet consiste à développer un model numérique simple qui calculera le profil attendu d’une raie d’émission provenant d’un disque Keplerien incliné plat en supposant une distribution d’intensité qui varie avec une loi de puissance. Avec ce modèle l’étudiant devra analyser les profils de raie des isotopologues de CO et répondre aux questions suivantes : Est-ce qu’il y a du gaz chaud dedans le sillon en poussière du disque autour HD 139614 ?, est-ce qu’il peut y avoir un sillon dans le gaz ?, est-ce que la région d’émission de 12 CO, 13CO, et C18O et similaire ou pas? qu’est ce que cela impliquerait par rapport à la distribution en densité du gaz chaud en fonction du rayon? Bibliographie ! ! ! ! Carmona 2010, Earth, Moon, Planets, 106, 71 Matter et al. 2016, A&A, 586, A11 Pollack 1996, Icarus, 124,64 Rice et al. 2003, MNRAS, 342, M1 Astrophysique Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III Année 2016-2017 Extraction de signaux polarisés à partir de spectres stellaires Frédéric Paletou, Irap (Toulouse), [email protected], 05 61 33 28 61 Dans la grande majorité des cas, les signatures polarisées qui révèlent, dans leurs spectres, la présence de champ magnétique à la surface des étoiles sont de très faibles amplitudes et restent noyées dans le bruit. Fig. 1 : Exemple de débruitage par PCA à partir d’un spectre polarisé obtenu par Narval au TBL (Pic du Midi de Bigorre). Nous proposons d’étudier (1) le débruitage par analyse en composantes principales (PCA) ainsi que (2) diverses méthode de détection et de caractérisation des signatures polarisées, comme discutées dans Paletou (2012 ; voir aussi Martínez González 2008). Ceci sera conduit au moyen d’outils numériques que les étudiants développeront eux-mêmes (Matlab ou encore, de préférence, Python+Scipy,) et en exploitant les données disponibles à partir du service d’OV-GSO : polarbase.irap.omp.eu. Bibliographie x x Martínez González et al., 2008, A&A, 486, 637 Paletou, 2012, A&A, 544, A4 M1 Astrophysique Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III Année 2016-2017 Etude d’un coeur prestellaire Charlotte VASTEL, IRAP, Groupe MICMAC (Roche), [email protected], 05 61 55 75 44 L’étudiant devra étudier 2 articles sur la détection de molécules organiques complexes dans un cœur préstellaire (L1544), première étape de formation d’étoile de type solaire (entre l’étape a) et l’étape b) de la Figure ci-dessous). Ces molécules constituent les briques fondamentales ayant eu un rôle majeur dans le développement de la vie sur Terre, et ont été détectées dans différents environnements, comme notamment les comètes (récente détection par la mission Rosetta). Les étudiants devront comprendre le contexte scientifique présenté dans l’article, et retrouver les résultats sur le transfert radiatif à l’équilibre thermodynamique local en se basant sur le document : http://cassis.irap.omp.eu/docs/RadiativeTransfer.pdf 1) Les données d’observations et les données spectroscopiques sont présentés en Table 1 de l’article Vastel et al. (2014). Les étudiants devront par des calculs simples (à faire sous python) retrouver les densités de colonnes (N) données en Table 2 pour quelques molécules. Ces densités de colonnes sont directement liées à l’abondance de ces espèces dans notre cœur préstellaire. 2) Les étudiants devront réfléchir à la géométrie du coeur et retrouver la méthode décrite dans le papier Jimenez-Serra afin de calculer les abondances des espèces moléculaires. Ce PIR fera le lien avec le cours Milieu Interstellaire/Cycle de la Matière du second semestre. Bibliographie ⌧ Jimenez-Serra et al., 2016, ApJ 830, 6 ⌧ Vastel et al., 2014, ApJ, 795, L2 M1 Astrophysique Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III Année 2016-2017 La relation de l’accélération radiale : un nouvel défi à relever pour le modèle de la matière noire. Ziad Sakr, IRAP, Groupe (GAHEC), [email protected] Le modèle de la présence d’une matière noire a été au début proposé pour expliquer les valeurs élevées de la vitesse de rotations observées loin du centre de la galaxie alors que ce ne devrait pas être le cas si on suit la loi de newton et la conservation du moment angulaire. Depuis, ce modèle a réussi bien plus que d’autres, à s’accommoder avec plusieurs observations au niveau des galaxies, des amas de galaxies ou du fond diffus cosmique etc... Récemment, une étude a trouvé une corrélation entre l’accélération tirée de courbes de mesures de rotation et celle déterminée à partir de la distribution de la matière ordinaire. Elle prétend que d’autres alternatives à la matière noire seront mieux favorisées par ces observations. Fig. 1 : (panel gauche) Corrélation trouvée entre les accélérations tirées de deux méthodes différentes, l’une à partir d’observation à l’infrarouge traceur de gaz de baryons et l’autre à partir du spectre 21 cm traçant les vitesses de rotation. (Lelli et al. 2016). (panel droit) La même corrélation reproduite à partir de simulations pour différents redshift z (Keller et al. 2016) Il s’agit d’essayer de simuler, à l’aide d’un outil de simulation ou d’un programme simple fait par l’étudiant les résultats obtenus par cette étude, c à d la formation des galaxies partant d’un nuage initial en utilisant comme ingrédients, la matière noire ou une alternative à ce modèle et voir laquelle permettra de mieux fitter la relation obtenue par cette étude Références McGaugh et al. 2016PhRvL.117t1101M Lelli et al. 2016arXiv161008981L Keller et al. 2016arXiv161006183K M1 Astrophysique Projet d'initiation à la recherche Université Paul Sabatier, Toulouse III Année 2016-2017 HOD : le Maillon Manquant à la Chaîne de Formation de Grandes Structures ds L’Univers. Ziad Sakr, IRAP, Groupe (GAHEC), [email protected] Les étoiles se forment et se groupent dans des galaxies qui eux aussi peuvent constituer des amas de galaxies. La formation de ces grandes structures ds l’univers suit un modèle qui est consistant avec le modèle cosmologique standard : des petites perturbations de matière noires se groupent sous l’effet gravitationnel pour former des grands halos dans lesquels du gaz de la matière baryonique ordinaire est accrété. L’effondrement de ce nuage de gaz et la fusion nucléaire feront naître les étoiles peuplant les galaxies. Cependant, plusieurs autres processus peuvent intervenir (comme un réchauffement par l’explosion des supernovae entre autres) rendant difficile une modélisation finale permettant des simulations numériques produisant l’évolution de toute cette chaine. Le HOD (Halo Occupation Distribution) est une façon de contourner ceci par une formule servant à peupler les halos de matière noire suivant des considérations heuristiques simples. Le but final étant de pouvoir utiliser les grands relevés de galaxies pour mieux contraindre le modèle standard cosmologique. Fig. 1 : (panel gauche) Le produit d’une simulation de halos de matière noire à z= 0 (on compte explorer des resdshift plus grands). Ces halos seront ensuite peuplés selon une prescription HOD qui donne le nombre de galaxies présentes selon principalement la masse de ces halos (panel droit): N(m) = 1 pour m> Mmin et N(m)= (M/Mamp)α pour m>Mcrit (Kravtsov et al. 2004) Il s’agit d’utiliser des simulations de catalogues de galaxies, d’en extraire les paramètres relatifs au HOD et ceci pour différents redshifts ou différents temps cosmiques à travers l’histoire de l’univers et d’essayer de trouver une fonction qui fitterai ces paramètres en fonction de ce redshift. On pourra ensuite l’interpréter à la lumière des théories de formation de galaxies ou l’utiliser pour contraindre le modèle cosmologique. Références Sakr et al. 2014 sf2a, conf..367S Coupon et al. 2012, A&A, 542, A5 Kravtsov et al. 2004, ApJ, 609, 35
