Annie Robin, Institut Utinam, Observatoire de Besançon

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], [phone]
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 2010-2011
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, B-1050 Bruxelles, Belgique
Téléphone : [phone]
E-mail : [email protected]c.be
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 Jocelyn-Bell-Burnell 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]. Celui-ci 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.536-542.
[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. 34-41
[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, 151-167 (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, 706-724 (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 ~ mi-
juin)

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: [phone])
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 proto-
étoiles. 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).