M2R ASEP

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M2R ASEP

MASTER « Physique et Astrophysique »
Spécialité Recherche ASEP
« Astrophysique, Sciences de l'Espace, Planétologie »
Proposition de stage 2011-2012
Directeur de stage
Nom : RODRIGUEZ
Prénom : SEBASTIEN
e-mail : [email protected]
Laboratoire : AIM
Lieu du stage : Gif sur Yvette
Détermination de la profondeur des cratères des satellites de glace de Saturne
par analyse photométrique des images de Cassini : implication pour l’histoire
géologique de ces corps
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Théorie - modélisation, Observations - traitement de données
Résumé:
Ce stage propose d’étudier les propriétés globales de la surface et de la proche sub-surface des
satellites de galce de Saturne avec l’aide d’images de la caméra ISS, instrument auquel notre
équipe est officiellement associée. Cette étude sera principalement basée sur l’analyse des
propriétés photométriques de régions sélectionnées pour leur intérêt géologique, dans le but de
quantifier un certain nombre de leurs propriétés physiques (topographie, albedo, compacité, taille
des grains du régolithe, composition…). Ces propriétés pourront être reliées à l’histoire
géologique du satellite. Il faudra pour ce faire utiliser et adapter des outils et des simulations pour
le traitement et l’analyse photométrique des images ISS qui ont été préalablement développés
par notre équipe dans le cadre de l’étude de la surface d’Encelade, et qu’il faudra généraliser à
d’autres satellites. C’est pour cela qu’une bonne maitrise de l’outil informatique, et en particulier
de logiciels tels que IDL ou de langages de programmation (le Fortran ou le C), sera indispensable
au bon déroulement du stage. Une thèse (sujet ouvert à la discussion) pourra être proposée à la
suite du stage.
Directeur de stage
Nom : RODRIGUEZ
Prénom : SEBASTIEN
Laboratoire : AIM
Lieu du stage : Gif sur Yvette
Cartographie et étude expérimentale des champs de dunes de Titan en
présence d’obstacles topographiques : implication pour les vents de surface
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Observations - traitement de données, Instrumentation - expérimentation
Résumé:
Titan est la plus grosse lune de Saturne et la seule de tout le système solaire à posséder une
épaisse atmosphère, une couche de brume étendue et un système climatique, basé ici sur les
hydrocarbures (méthane et éthane essentiellement). La sonde Cassini, en orbite autour de
Saturne depuis le 1er juillet 2004, survole Titan une fois par mois en moyenne depuis le début de
la mission.
Les instruments VIMS (imageur hyperspectral dans le visible et l’infrarouge) et RADAR (expérience
micro-ondes) de la sonde Cassini ont notamment découvert dès 2005 la présence de vastes
réseaux de dunes longitudinales, concentrées pour la grande majorité dans une bande équatoriale
de ±30° autour de l’équateur. Leur dimension, leur orientation, notamment autour d’obstacles
topographiques, leur forme et leur stratification sédimentaire sont autant d’enregistrements des
conditions climatiques passées et/ou présentes. L’objectif de ce stage sera, dans un premier
temps, de cartographier l’intégralité des champs de dunes de Titan imagés par le RADAR et VIMS.
En utilisant les données altimétriques de l’expérience RADAR, il sera demandé, dans un deuxième
temps, d’extraire une topographie précise des régions dunaires où celle-ci est accessible. L’étude
se focalisera tout particulièrement sur les régions où les dunes rencontrent un obstacle
topographique (collines ou montagnes), où la déviation locale du champ de dunes est
particulièrement sensible aux conditions de vents et aux propriétés du « sable ». Si le temps le
permet, des maquettes 3D de quelques topographies pourront être réalisées et une étude
expérimentale de l’effet de ces topographies sur l’orientation des dunes - et la comparaison avec
les observations sur Titan, pourra être engagée (en collaboration avec le laboratoire MSC de
l’Université Paris 7).
L’étudiant devra maîtriser le fortran et IDL. Une bonne connaissance de logiciels de cartographie,
tel ArcGIS, serait appréciable. Une poursuite en thèse (sur ce sujet ou un sujet connexe) pourra
être envisagée au sein de l’équipe d’accueil.
Directeur de stage
Nom : Corbel
Prénom : Stephane
Laboratoire : AIM (CEA Saclay)
Lieu du stage : Saclay
Jet production and particles acceleration in the microquasar Cygnus X-3
Thème scientifique
Objets compacts
Méthodologie
Résumé:
Galactic and extra-galactic accreting systems (black hole or neutron star) produce outflows
containing energetic particles that are accelerated away from the compact object up to relativistic
speeds in collimated jets. These high-energy particles, entangled in the jet magnetic field, lose
their energy via synchrotron and/or inverse Compton emission, or via pion production in the case
of baryonic jets, resulting in a broadband spectrum from radio up to high-energy γ rays.
Cyg X-3 is the first binary hosting an accreting compact object and relativistic jet (a.k.a.
microquasar) to be detected in γ rays, thanks to Fermi and AGILE. The nature and location of the
non-thermal processes that bring particles to high energies, the relationship between these
processes, jet launching and accretion state are long-standing questions for both microquasars
and active galactic nuclei that stand to benefit from this detection: in Cyg X-3, jet emission can be
followed and resolved spatially in radio, the accretion state is traced by the X-rays while the
newly-detected gamma-rays provide a window into particle acceleration.
With frequent flaring activity of its relativistic jets, Cygnus X-3 is one of the most active
microquasars and is the only Galactic black hole candidate detected at high energy. By using a
very large set of simultaneous data in gamma rays (Fermi), soft and hard X-ray (RXTE, Swift,
INTEGRAL) and radio (various telescopes) acquired the last few years, it is now time (and also
possible) to provide a comprehensive physical picture of the link between particles acceleration,
the formation of relativistic jets and the conditions within the accretion flow. The work implies
comparisons of light-curves and spectra in different wavelengths, as well as specific modelling of
the X-ray and γ-ray spectra.
Directeur de stage
Nom : Blanc
Prénom : Guillaume
Laboratoire : APC
Lieu du stage : Université Paris Diderot
Cosmologie avec lʼeffet de lentillage gravitationnel faible - Mesures
dʼamplification cosmique
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Observations - traitement de données
Résumé:
Contexte : La lumière qui nous provient dʼobjets lointains (sources) est perturbée sur son parcours
par la présence dʼobjets massifs (lentilles). Lʼobservation dʼun grand nombre de sources permet
de mesurer statistiquement cet effet, soit par la distorsion de leurs images (cisaillement
cosmique) soit par lʼaugmentation de leurs flux (amplification cosmique). Ces mesures permettent
de mettre des contraintes sur les modèles cosmologiques, en particulier sur lʼénergie
noire.Contenu : Le stage sera focalisé sur les mesures dʼamplification cosmique, à lʼaide de
grands relevés existants (SDSS, CFHTLS). Il sʼagit de mesurer la corrélation entre une population
dʼavantplan (galaxies) et une population dʼarrière-plan (galaxies, quasars, supernovæ…). Pour ce
faire, il faut proprement les séparer dans lʼespace des redshifts, pour éviter dʼêtre dominé par des
corrélations purement spatiales. Cette séparation nʼest pas immédiate, car dans les sondages
profonds comme CFHTLS les redhsifts sont mesurés photométriquement. Le stagiaire étudiera
cette séparation et son influence sur la mesure de corrélation.
Méthodes : La mesure de lʼamplification cosmique se fait par des outils statistiques (fonction de
corrélation).
Directeur de stage
Nom : PIAT
Prénom : MICHEL
Laboratoire : APC
Caractérisation de la polarisation du rayonnement cosmologique depuis
l’espace : effet des lobes parasites
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Simulations numériques, Instrumentation - expérimentation
Résumé:
La théorie de l’inflation semble aujourd’hui bien expliquer l’origine des perturbations de densité
responsables de la formation des structures dans l’univers. Les prédictions du modèle restent
toujours cohérentes avec les données actuelles, par exemple celles de WMAP sur les anisotropies
du rayonnement fossile à 3K (Cosmic Microwave Background, CMB). Outre les perturbations de
densité, la théorie prédit la production d’ondes gravitationnelles par les fluctuations quantiques
du champ de gravité pendant l’inflation. La détection de ces ondes primordiales représenterait la
confirmation d’une prédiction clef du modèle et nous donnerait l’échelle d’énergie de l’inflation.
La meilleure façon de voir ces ondes gravitationnelles est via leur signature unique dans les
anisotropies de polarisation du CMB (les modes B). L’étude des anisotropies de polarisation est
donc devenu un enjeu majeur de la cosmologie observationnelle et de nombreux projets
d’observations se préparent au sol, en ballon et dans l’espace. Plusieurs projets spatiaux dédiés à
la mesure de la polarisation du CMB ont été étudiés en Europe et aux Etats-Unis. Nous organisons
aujourd’hui un effort de remise à plat du design d’une mission spatiale en collaboration avec le
LERMA et ASTRIUM.
Une mission spatiale dédiée à la recherche de la signature des ondes gravitationnelles dans le
CMB requiert une précision de mesure extrême et donc un contrôle draconien des effets
systématiques. L’un des avantages de l’espace est la possibilité de s’éloigner des sources de
signaux parasites. Un signal parasite potentiellement important est dû aux lobes secondaires de
l’instrument. Le sujet de stage sera une étude de l’impact des lobes secondaires sur les mesures
dans le contexte d’une mission spatiale dédiée à la caractérisation de la polarisation du
rayonnement cosmologique. L’objet est d’évaluer l’importance de cet effet systématique et
d’identifier des méthodes pour le contrôler afin d’atteindre les objectifs scientifiques de la mission.
Ce stage permettra à l’étudiant de découvrir la théorie de l’inflation, de comprendre les
techniques de mesure et d’analyse des données et de participer à une étude de concept d’une
mission spatiale.
Directeur de stage
Nom : PIAT
Prénom : MICHEL
Laboratoire : APC
Matrices de bolomètres supraconducteurs pour la mesure de la polarisation du
fond diffus Cosmologique
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Instrumentation - expérimentation
Résumé:
L’étude des fluctuations polarisées du rayonnement fossile à 3K (Cosmic Microwave Background,
CMB) apparaît aujourd’hui comme une voie incontournable pour progresser dans notre
compréhension de l’Univers. Le niveau de signal attendu, quelques nK pour le mode B le plus
faible, requiert une chaîne de détection à la fois ultra sensible et extrêmement immune aux effets
parasites instrumentaux. Dans cette perspective, l’expérience QUBIC (Q and U Bolometric
Interferometer for Cosmology) se propose d’utiliser des bolomètres refroidis à très basse
température associés à une architecture de détection du type interféromètre pour des
observations du CMB depuis la station Concordia en Antarctique. Le financement du premier
module de QUBIC vient d’être accepté par l’ANR et la première lumière est prévue pour fin 2013.
Le laboratoire APC est aujourd’hui coordinateur du projet QUBIC et contribue entre autre à la
conception et à la réalisation de la chaîne de détection. Celle-ci est basée sur 8 matrices de 256
bolomètres supraconducteurs NbSi fonctionnant à 100mK associées à des SQUIDs et des ASICs en
technologie SiGe refroidis à 4K.
Le stagiaire s’insérera dans la collaboration QUBIC. Il participera à l’intégration et aux tests d’une
matrice de 128 bolomètres supraconducteurs à 100mK lus avec une électronique multiplexée à
4K constituée d’un ASIC SiGe et de SQUIDs. La caractérisation des détecteurs en terme de bruit et
de réponse à un signal optique sera réalisée et pourra conduire à une modélisation des
phénomènes physique en jeu. Ces résultats pourront également être mis en perspective d’un
instrument spatial dédié à la caractérisation de la polarisation du CMB (type COrE).
Directeur de stage
Nom : BUY
Prénom : CHRISTELLE
Laboratoire : APC
Conception et réalisation des télescopes pour le détecteur d’ondes
gravitationnelles de nouvelle géneration: Advanced Virgo
Thème scientifique
Optique-Interférométrie
Méthodologie
Résumé:
La théorie de la relativité générale prédit l’existence de solutions radiatives aux équations qui
gouvernent la dynamique de l’espace-temps: les ondes gravitationnelles. La détection de ces
ondes est un des challenges majeurs de la physique contemporaine. Une onde gravitationnelle est
une déformation de l’espace-temps et peut être vue comme une vaguelette se propageant à la
surface de l’eau. La génération d’ondes gravitationnelles nécessite des objets très massifs animés
de vitesses relativistes comme les coalescences d’étoiles à neutrons ou les trous noirs.
L’interaction gravitationnelle, même si elle domine à grande échelle, est extrêmement faible à
une échelle microscopique. En conséquence, les ondes gravitationnelles interagissent très peu
avec la matière. Elles traversent sans problème les concentrations de masse les plus fortes, telles
que les étoiles à neutrons. Cette propriété ouvre la voie à l’étude de certains des phénomènes les
plus intéressants de l’astronomie: effondrement gravitationnel des étoiles massives, fusion de
deux étoiles à neutrons dans un système binaire ou bien tous les phénomènes associés aux trous
noirs.
Les détecteurs Virgo (Europe) et LIGO (Etats-Unis) utilisent l’interférométrie optique pour détecter
des variations infimes de longueur (10-18 m/sqrt(Hz)) et ainsi détecter le passage d’ondes
gravitationnelles. Malgré l’extrême sensibilité atteinte par ces détecteurs, la première détection
semble peu probable en raison du très faible taux d’évènements astrophysiques mis en jeu. Une
nouvelle génération de détecteurs est actuellement en cours d’étude et de réalisation (Advanced
Virgo et Advanced LIGO) avec une activité opérationnelle en 2015. Advanced Virgo permettra
d’explorer un volume de l’univers 1000 fois plus important avec une sensibilité améliorée d’un
facteur 10, et la première détection directe d’une onde gravitationnelle sera alors presque
certaine.
Le détecteur Advanced Virgo est un interféromètre de Michelson dont les bras font 3km de
longueur. La taille du faisceau optique dans les cavités des bras est bien connue (1cm environ).
Ainsi, sur les bancs de détection (bouts de bras en transmission des miroirs de fond, et détection
de la frange noire) des télescopes seront installés pour réduire la taille du faisceau à quelques
centaines de micromètres afin de l’envoyer sur des capteurs tels que des caméras ou des
photodiodes. En entrée de l’interféromètre, un télescope sera nécessaire afin d’adapter la taille du
faisceau aux cavités de l’interféromètre. Pour chaque télescope, les aberrations optiques
(aberrations sphériques, astigmatisme, coma) et la lumière diffusée doivent être le plus faible
possible afin de ne pas perturber la sensibilité du détecteur.
Le but de ce stage est d’étudier et de réaliser les télescopes à miroirs paraboliques pour le
détecteur Advanced Virgo. Des simulations optiques seront tout d’abord réalisées pour concevoir
ces télescopes et atteindre les performances requises. Ensuite, la procédure d’alignement et
l’optimisation sera effectuée dans le laboratoire optique de l’APC, en salle blanche. Le travail sera
réalisé au sein de l’équipe Virgo-APC, composée d’un ingénieur optique, d’un post-doc et d’un
physicien référent.
Directeur de stage
Nom : GONZALEZ
Prénom : Jean-François
Laboratoire : CRAL – Observatoire de Lyon
Lieu du stage : Lyon
Dynamique et croissance de grains de poussière dans les disques
protoplanétaires au sein de systèmes d’étoiles doubles
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Théorie - modélisation, Simulations numériques
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 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.
Directeur de stage
Nom : RANNOU
Prénom : Pascal
Laboratoire : GSMA (UMR 6089)
Lieu du stage : Reims
Préparation et validation du capteur de poussière et de nuages Optical Depth
Sensor (ODS) en vue d'un embarquement sur la mission martienne
EDL/EXOMARS
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Simulations numériques, Observations - traitement de données
Résumé:
Un petit instrument ODS (Optical Depth Sensor) de 30g d’optique et 40g d'électronique a été
conçu pour la mesure de l'épaisseur optique des poussières et la détection nuages élevés dans
l’atmosphère de Mars. Cet instrument est sélectionné dans la charge utile de la mission EDL(Entry
ans Descent Lander)/EXOMARS (ESA) et est aussi envisagé pour la mission METNET (ROSKOMOS).
Pour préparer l'instrument, et à des fins de validation, une version terrestre avec deux canaux
(bleu et rouge) a été construite et validée sur l'étude la poussière désertique et les cirrus fin
autour de la tropopause en Afrique. Le principe de l'instrument est de mesurer le flux de lumière
incident à la surface de Mars. L'instrument a un champ de vue annulaire (entre 25 et 50° par
rapport au zénith). Ainsi, selon que le soleil est ou non dans le champ de vue, ODS mesure en
alternance la somme du flux diffus et direct ou le flux diffus seulement (Figure 1d).
Pour préparer l'instrument, il est nécessaire de modéliser l'intensité diffusée du ciel telle
qu'observée depuis le sol martien pendant la journée, puis de calculer le signal observé par ODS.
L'objectif est double : comprendre comment le signal évolue avec l'opacité des poussières et des
nuages, surtout au moment du lever et du coucher du soleil. Puis, dans un second temps, il faudra
créer une base de données des résultats et être capable de retrouver les propriétés des nuages et
des poussières à partir d'un signal synthétique tel qu'il peut être observé par ODS.
Ce travail permettra l'amélioration de la technique d'inversion de l'opacité des poussières et le
développement de l'algorithme de détection des nuages fins à haute altitude pour le cas de Mars.
Dans le cadre des missions à venir, ce travail permettra la préparation du modèle de vol d'ODS.
Le modèle développé pourra également être utilisé pour une application purement terrestre, en
milieu désertique. Ce sujet de thèse nécessitera du candidat une bonne capacité à programmer
dans un langage de programmation (type Fortran ou C) et de bonnes connaissances en physique
et physiques de l'atmosphère.
NB: Poursuite en thèse possible. Possibilité de financement pour le M2
Directeur de stage
Nom : Gargani
Prénom : Julien
Laboratoire : IDES
Lieu du stage : Orsay (91)
Étude géologique de l'astéroïde Lutetia dans le cadre de la mission Rosetta
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Résumé:
L'étude géologique des petits corps du Système Solaire est une science nouvelle qui se développe
progressivement depuis que les missions spatiales ont permis d'obtenir des images à haute
résolution de leur surface. Au cours de la dernière décennie, plus de dix noyaux cométaires et
astéroïdes ont ainsi été visités par des sondes spatiales. Le récent survol des astéroïdes Steins
(septembre 2008) et Lutetia (juillet 2010) par la sonde européenne Rosetta en est une belle
illustration. Les images font apparaître de nombreuses structures très variées : cratères,
dépressions, failles, champs de débris, sillons, zones lisses, glissements de terrain,… Du fait des
conditions très particulières régnant à la surface de ces objets : faible gravité, absence
d'atmosphère, présence de régolithe, activité sismique due aux impacts, nous sommes loin de
comprendre tous les processus physiques à l'oeuvre lors de la formation et l'évolution de ces
structures.
L'objectif de ce stage est l'analyse géologique complète et détaillée d'une partie de la surface de
l'astéroïde : cartographie, identification des différentes unités géologiques, et établissement d'une
chronologie des évènements. Pour cela, le stagiaire s'appuiera sur les images à haute résolution
obtenues par les caméras OSIRIS embarquées sur la sonde Rosetta ainsi que sur les données
topographiques et photométriques extraites de ces images : modèles numériques de terrain
(MNT), hauteurs dynamiques, pentes gravitationnelles, cartes d'albédo. Nous disposons
également d'outils de visualisation et d'analyse de MNT développés au cours de ces dernières
années.
En fonction de l'avancement du stage, une étude plus quantitative d'un glissement de terrain de
l'astéroïde Lutetia pourra être menée, à partir d'un modèle numérique, afin de contraindre les
causes et la dynamique du glissement.
L'utilisation de données uniques et récentes ainsi que leur exploitation scientifique dans le cadre
d'une collaboration scientifique regroupant les compétences de trois laboratoires, l'IDES et l'IMCCE
pour la géologie et le LAM pour l'imagerie spatiale et la modélisation de terrain, constituent les
aspects particulièrement valorisants de ce stage. Sous réserve de l'obtention d'une bourse, ce
stage pourra se prolonger en thèse.
Le stage se déroulera au Laboratoire IDES (Interactions et Dynamique des Environnements de
Surface) à l'Université Paris-Sud à Orsay (91). Deux ou trois missions de quelques jours seront
organisées au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM).
Directeur de stage
Nom : Kofman
Prénom : Wlodek
e-mail : [email protected], [email protected]
Laboratoire : IPAG - Grenoble
Lieu du stage : Grenoble
Mission spatiale: "Consert / Rosetta" - Tomographie radar des petits corps du
système solaire
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Théorie - modélisation
Résumé:
L'expérience Consert est un radar embarqué sur la sonde Rosetta (ESA). Cette sonde lancée en
2004 sera mise en orbite autour de la comète Churyomov Gerasimenko en 2014. Consert
effectuera alors la tomographie en transmission du noyau de la comète en mesurant la
propagation d'onde radio entre l'orbiteur et le Lander Philae posé à la surface du noyau.
Cette expérience développée et opérée sous la direction de PLANETO/IPAG permettra de
caractériser et d'imager les structure internes au noyau et ainsi d'accéder aux mécanismes
d'accrétion et d'évolution cométaires. Il s'agit d'une expérience novatrice et unique, de par le
principe même de la mesure qui n'a pas de comparaison en géoscience.
Ce principe de tomographie est aussi applicable aux astéroïdes. Il permettrait de la même façon
d'apporter des réponses clefs pour la compréhension de leur dynamique (stratification, porosité,
hétérogénéité,..).
L'objet de ce stage est de préparer l'interprétation des données cométaires.
Le stage comprendra un volet de modélisation du noyau cométaire et des mesures Consert. Il
abordera aussi la modélisation d’un astéroïde de classe C avec un objectif d’une future mission
vers un astéroïde.
Le stage abordera les aspects suivants:
mise en œuvre du modèle paramétrique qui décrit la complexité géoélectriques et structurales
d'une comète et puis d’un astéroïde en collaborant avec les modélisateur du noyaux et les
expérimentateurs étudiant les propriétés diélectriques des matériaux analogues. (collaboration
JPL/Passadena)
utilisation de programme de la propagation des ondes dans le corps et simulation de l'expérience
afin de mieux caractériser les signaux attendus et de quantifier les différents phénomènes
d’atténuation et dispersion du signal radar dans ces milieux hétérogènes complexes.
Ce stage pourra évoluer vers un sujet de thèse.
Directeur de stage
Nom : Kofman
Prénom : Wlodek
e-mail : [email protected], [email protected]
Laboratoire : IPAG – Grenoble
Lieu du stage : Grenoble
Etude de la surface et de la sub-surface martienne à partir des données des
radars SHARAD de la mission spatiale MRO et MARSIS de la mission MXE
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Résumé:
La problématique de l'eau et l'évolution des climats demeurent un enjeu majeur de la
connaissance de Mars. L'existence passée d'eau est aujourd'hui démontrée tant par l'observation
que par la modélisation, mais son histoire reste mal comprise. Aujourd'hui, un volume important
d'eau est vraisemblablement stocké dans le pergélisol martien et/ou dans la subsurface. Il
demeure important d'établir un bilan hydrique complet de cette planète.
Par ailleurs, le sous-sol martien, qui témoigne également des processus qui ont modelé la surface
de la planète lors de son histoire géologique ancienne, présente une grande diversité de couches
sédimentaires et volcaniques et représente une zone de première importance pour la recherche
de vie martienne.
Les radars MARSIS sur la mission de l’Agence Spatiale Européenne et SHARAD sur la mission de la
NASA, utilisent deux bandes de fréquence différentes (1 Mhz bande atour de 5Mhz et 10 Mhz
bande autour de 20 Mhz). Ces caractéristiques fréquentielles leur permettent de mesurer les
profondeurs jusqu'a quelques kilomètres avec des résolutions de 150 de 15m respectivement.
Ces instruments permettent aussi une étude de la géomorphologie de la surface à des échelles
différentes.
Le programme des simulations des signaux radar réfléchies par la surface a été développé au
laboratoire.
Le stage s'inscrit dans le cadre de l'exploitation des signaux de ces deux instruments:
Le développement des méthodes d'inversion par l'analyse comparée des signaux réels et des
signaux simulés: le développement de technique d'imagerie permettra la détection de
stratification à grande échelle, de paléo chenaux
les méthodes de caractérisation statistiques donneront l'estimation des propriétés de la surface et
de la sub-surface (textures, permittivité)
La complémentarité des mesures MARSIS et SHARAD permettra l’étude précise dans plusieurs
régions de Mars.
L'ensemble de ce travail s'effectue dans le cadre de l'équipe internationale avec en particulier
l'université La Sapiensa (Rome) et le JPL Passadena USA.
Directeur de stage
Nom : CHARBONNEL
Prénom : Corinne
Laboratoire : IRAP & Observatoire de Genève
Lieu du stage : Genève (Suisse)
Evolution des populations stellaires multiples au sein des amas globulaires –
Impact sur la détermination de l’âge des amas globulaires Galactiques
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
L’étude des amas globulaires joue un rôle clé dans de nombreux domaines de l’astrophysique.
Ces amas stellaires denses sont parmi les plus vieilles structures de l’Univers, et ont été témoins
de la formation et de l’évolution précoce des galaxies et de leurs composantes. Ils sont
également des laboratoires idéaux pour étudier les processus dynamiques qui se déroulent sur
des échelles de temps inférieures au temps de Hubble. Enfin, ils apportent des contraintes
essentielles à la théorie de l’évolution stellaire. Malgré leur importance majeure, l’origine, la
formation et l’évolution dynamique et chimique des amas globulaires restent encore très mal
connues.
Cependant, des observations et des progrès théoriques récents nous mettent
aujourd’hui en excellente position pour progresser rapidement dans la connaissance de ces
objets.
Les amas globulaires sont souvent présentés comme des amas d’étoiles nées en même temps
d’un nuage chimiquement homogène. Cette vision est cependant obsolète, comme l’ont révélé de
nombreuses observations récentes. En effet, alors que les étoiles d’un amas globulaire donné ont
un contenu en fer identique, elles présentent de fortes variations d’abondances en carbone,
azote, oxygène, sodium, magnésium et aluminium. Ces « anomalies chimiques » ne sont pas
observées dans les étoiles du champ, mais sont présentes dans tous les amas globulaires
Galactiques. Elles sont la signature de la combustion de l’hydrogène à très haute température (~
75 x 10^6 K) dans une première génération d’étoiles massives qui ont pollué le gaz intra-amas au
début de l’évolution de l’amas. De ce gaz pollué sont nées les étoiles chimiquement anormales de
seconde génération, qui sont également beaucoup plus riches en hélium que leurs consœurs de
première génération. Ce scénario est confirmé par des données photométriques récentes qui
mettent en évidence la présence d’au moins deux générations d’étoiles au sein de nombreux
amas globulaires, et également par l’étude détaillée de la morphologie de la branche horizontale.
L’objectif de ce stage est de tester ce scénario dit d’auto-enrichissement et ses conséquences sur
l’âge et la morphologie du diagramme couleur-magnitude des amas globulaires Galactiques, par
le calcul et la prise en compte de modèles stellaires correspondant, en termes de composition
chimique, aux étoiles de deuxième génération.
L’étudiant(e) calculera tout d’abord des modèles évolutifs d’étoiles de faible masse (i.e., celles
observées aujourd’hui dans les amas globulaires) avec des compositions chimiques reflétant le
spectre des anomalies d’abondances observées. Ces calculs prendront en compte divers
processus de transport (diffusion atomique, rotation) et seront effectués avec le code STAREVOL.
Dans un second temps, l’étudiant(e) construira un programme de calcul d’isochrones et calculera
des modèles d’amas synthétiques afin de reproduire la morphologie du diagramme couleurmagnitude de divers amas individuels pour lesquels une re-détermination de l’âge de ces amas
sera faite.
Ce travail offre de nombreuses perspectives à plus long terme et vise à apporter un éclairage
nouveau au problème de la formation et de l’évolution chimique et dynamique des amas stellaires
massifs dans notre Galaxie et dans les galaxies extérieures.
Un sujet de thèse sur le sujet sera proposé pour un début de contrat en septembre 2012.
NB. Le logement du/de la stagiaire à l’Observatoire de Genève sera financé par la directrice de
stage, ainsi qu’un aller-retour en train entre Toulouse et Genève.
Bibliographie sur le sujet:
D.Schaerer, C.Charbonnel, 2011, MNRAS, 413, 2297 (A new perspective on globular clusters, their
initial mass function and their contribution to the stellar halo and the cosmic reionization)
K.Lind, C.Charbonnel, T.Decressin, F.Primas, F.Grundahl, M.Asplund, 2011, A&A, 527, A148
(Tracing the evolution of NGC 6397 through the chemical composition of its stellar populations)
T. Decressin, H.Baumgardt, C.Charbonnel, P.Kroupa, 2010, A&A, 516, A73 (Evolution of two stellar
populations in globular clusters. II. Effects of primordial gas expulsion)
T.Decressin, C.Charbonnel, L.Siess, A.Palacios, G.Meynet, C.Georgy, 2009, A&A 505, 727 (CNO
enrichment by rotating AGB stars in globular clusters)
T.Decressin, C.Charbonnel, G.Meynet, 2007, A&A, 475, 859 (Origin of the abundance patterns in
Galactic globular clusters: constraints on dynamical and chemical properties of globular clusters)
N.Prantzos, C.Charbonnel, C.Illiadis, 2007, A&A, 470, 179 (Light nuclei in galactic globular clusters:
constraints on the self-enrichment scenario from nucleosynthesis)
T.Decressin, G.Meynet, C.Charbonnel, N.Prantzos, S.Ekström, 2007, A&A, 464, 1029 (Fast rotating
massive stars and the origin of the abundance patterns in galactic globular clusters)
N.Prantzos, C.Charbonnel, 2006, A&A 458, 135 (On the self-enrichment scenario of galactic
globular clusters: constraints on the IMF)
Directeur de stage
Nom : Millour
Prénom : Florentin
Laboratoire : LAGRANGE
Lieu du stage : Nice
Vers une meilleure compréhension des objets pré-supernovae
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
Les étoiles de Wolf-Rayet représentent le stade le plus évolué des étoiles massives, seulement
quelques milliers d’années avant leur explosion en supernova. Pour cette raison, toute nouvelle
information sur leur structure, leur évolution ou leur physique peut changer la vision que l’on a de
ces étoiles en fin de vie.
Notamment, la structure du vent de ces étoiles est très bien contrainte par une analyse
spectroscopique, mais plusieurs paramètres restent dégénérés avec ce type d’étude. Seule
l’interférométrie peut par exemple contraindre le paramètre "beta", qui représente le taux
d’accélération du vent.
Nous avons donc mis en place une campagne d’observation de l’étoile de Wolf-Rayet la plus
proche de nous, Gamma2 Velorum, située à seulement 365 pc. Ce système composé d’une étoile
O et d’une étoile de Wolf-Rayet s’est en partie dévoilé dans un premier travail (cf bibliographie cidessous), mais la détection à la marge d’un signal sur la taille du vent de l’étoile de Wolf-Rayet
n’a pas encore pu être confirmée. Une nouvelle campagne d’observation nous a permis d’acquérir
de nouvelles données qui sembleraient confirmer cette détection.
Ce stage a pour objectif d’analyser complètement ces nouvelles données et de les interpréter
dans le cadre d’un modèle de transfert radiatif hors de l’équilibre thermodynamique. Notamment,
la comparaison de la taille mesurée avec le modèle permettra de mieux comprendre la
cinématique du vent des étoiles en fin de vie. Une grande attention sera portée à la robustesse de
l’analyse des données ainsi que sur la comparaison avec les modèles existants.
Directeur de stage
Nom : Millour
Prénom : Florentin
Laboratoire : LAGRANGE
Imagerie multi-spectrale de la surface des étoiles
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Observations - traitement de données, Instrumentation - expérimentation
Résumé:
Nous pouvons depuis peu produire des images de la surface des étoiles (taille typique de
quelques milli-arcsecondes) grâce au VLTI. Cette avancée majeure n’est pourtant pas exempte de
défauts, tels que la lenteur avec laquelle on peut synthétiser l'image avec 3 ou 4 télescopes, et
les imperfections des images reconstruites. Aujourd’hui le VLTI a donc bien des capacités
d’imagerie, mais pas suffisamment fidèles pour estimer des flux ou réaliser de la « spectroscopie
à intégrale de champ ». Ce stage s’inscrit dans un travail intense de la communauté scientifique
pour améliorer la fidélité des images issues de l’interférométrie. Ce travail servira par exemple à
identifier avec certitude si des structures à la surface d’une étoile sont réelles, ou issues
d’artefacts de reconstruction.
Une approche en développement pour cette amélioration est d'utiliser l'information à de très
nombreuses longueurs d'onde (approche hyper-spectrale). Une percée dans ce domaine vient
d'être réalisée avec la technique d’« autocalibration » et la synthèse de l'image d'un disque de
gaz et de poussières autour de l’étoile massive HD62623 (Millour et al. 2011). L’autocalibration
est une technique issue de la radio-astronomie qui améliore grandement la qualité de
reconstruction. Les conditions de reconstruction pour HD62623 étaient cependant extrêmement
favorables, avec un rapport de flux de 1:1 entre l'étoile et le disque.
Le but de ce stage sera donc d’appliquer cette technique à des données réelles (observations de
surfaces d’étoiles en provenance du VLTI) et simulées (avec un simulateur développé au
laboratoire Lagrange), et de l’améliorer. Notamment, une partie de ce travail de stage sera dédiée
à la caractérisation des limites de cet algorithme pour la détection de structures de faible flux
dans l’image des étoiles étudiées.
Directeur de stage
Nom : RECIO-BLANCO
Prénom : Alejandra
Laboratoire : Lagrange - Observatoire de la Côte d'Azur
Archéologie du Disque de la Voie Lactée : recherche d'empreintes chimiques
stellaires
Thème scientifique
Physique stellaire, Physique des galaxies
Méthodologie
Résumé:
La formation et l'évolution des galaxies semblables à notre Voie Lactée est un des principaux
problèmes de l'astrophysique moderne. D'après nos connaissances actuelles de l'histoire de la
formation des structures de l'Univers, les grandes galaxies comme la nôtre se formeraient par
accrétion de plusieurs fragments de protogalaxies. Cependant, bien que les simulations
numériques récentes aient obtenus des succès remarquables pour reproduire les plus grandes
structures de l'Univers, elles ne parviennent pas à reproduire les propriétés observées des
structures à l'échelle galactique ou subgalactique. L'archéologie Galactique consiste à rechercher
dans les étoiles les indices fossiles permettant de reconstruire les étapes de la formation et
l'évolution de la Voie Lactée. L’information peut être recherchée dans leurs orbites et/ou dans la
composition chimique de leurs atmosphères qui nous informe sur l’abondance des différents
éléments chimiques du milieu interstellaire à partir duquel les étoiles se sont formées.
Grâce au projet AMBRE (collaboration entre l'Observatoire de la Côte d'Azur et l'European
Southern Observatory), nous avons un accès privilégié et unique aux spectres FEROS ainsi qu'aux
vitesses radiales, paramètres atmosphériques (température effective, gravité de surface et
métallicité globale) et abondance des élémentsα de plus de 3000 étoiles du Disque Galactique
(Worley et al. 2011). L'objectif de ce stage consistera à l'exploitation scientifique de cet
échantillon unique. En particuler, l'analyse cinématique et chimique approfondie des étoiles
présentant un rapport d'abondance des élementsα sur le fer excessivement élevé sera réalisée
grâce à des méthodes d'analyse de grands échantillons de données, déjà implémentées par
l'équipe. L'étude de ces étoiles nous informera sur les processus de mélange radial dans le disque,
sur l'interaction entre le disque mince, le disque épais et le bulbe Galactiques, les accrétions de
matière et la formation du disque en géneral.
Ce stage sera réalisé en étroite collaboration avec les collègues impliqués dans AMBRE (P. de
Laverny, C. Worley, V. Hill notamment).
Directeur de stage
Nom : DE LAVERNY
Prénom : Patrick
Laboratoire : Lagrange - Observatoire de la Côte d'Azur
Paramétrisation automatique des 125 000 spectres HARPS archivés à l'ESO
Thème scientifique
Physique stellaire, Physique des galaxies
Méthodologie
Résumé:
Le projet AMBRE, collaboration entre l'Observatoire de la Côte d'Azur (OCA) et l'ESO, a pour
objectif la paramétrisation automatique des ~350 000 spectres stellaires contenus dans les
archives de l'ESO et collectés avec les instruments FEROS, UVES, HARPS et GIRAFFE. AMBRE
permet de (i) fournir à la communauté scientifique les résultats de cette paramétrisation pour une
exploitation optimale des archives de l'ESO; (ii) de tester en grandeur nature et sur des données
réelles les algorithmes de paramétrisation de la mission Gaia de l'ESA; et (iii) d'exploiter en terme
d'archéologie galactique ces archives en construisant des cartes physico-chimiques de la Galaxie
afin de contraindre les scénarios de sa formation et de son évolution. Cette paramétrisation
automatique est réalisée au sein de l'OCA grâce à l'algorithme MATISSE (Recio-Blanco et al.,
2006), développé dans le cadre de la mission Gaia. La procédure mise en place pour l'analyse des
25 000 spectres FEROS (Worley et al., 2011) a fourni pour chacun d'entre-eux la vitesse radiale de
l'étoile, sa température effective, sa gravité de surface, sa métallicité moyenne et l'abondance
des éléments-α ; ainsi que les erreurs associées. Cette procédure a été adaptée au cas des
spectres UVES et environ 50% des 80 000 spectres disponibles ont été traités à ce jour (fin
septembre 2011).
Au cours de ce stage, il est proposé d'adapter les méthodes développées afin de procéder à
l'analyse automatique des 125 000 spectres HARPS collectés entre fin 2003 et fin 2010. L'intérêt
de l'analyse des archives HARPS repose sur la grande homogénéité de l'échantillon (quasi
uniquement constitué de naines du voisinage solaire) et sur le nombre extrêmement élevé
d'observations répétées de la même étoile. L'accent sera particulièrement mis sur une estimation
précise des erreurs systématiques inhérentes à ce genre d'approche automatique qui sont à la
base de tous les grands relevés spectroscopiques de la présente décennie dans lesquels nous
sommes impliqués (Gaia-ESO Survey sur le VLT/UVES+Giraffe, mission Gaia avec le Radial
Velocity Spectrometer,...). Ce stage sera réalisé en étroite collaboration avec les collègues
impliqués dans AMBRE (C. Worley, A. Recio-Blanco, V. Hill notamment).
Directeur de stage
Nom : Peroux
Prénom : Celine
Laboratoire : LAM
Lieu du stage : Marseille
Etudier la matiere cachee en absorption
Thème scientifique
Physique des galaxies, Cosmologie, intergalactic medium
Méthodologie
Résumé:
Les méthodes de spectroscopie en absorption ont déjà beaucoup apporté à la connaissance du
milieu intergalactique. C’est le cas pour le milieu intergalactique de l'Univers proche qui présente
la plus grande diversité de conditions physiques suite à l’évolution cosmique et qui a été l’objet
d’explorations répétées dans le domaine ultraviolet. L'apport de la spectroscopie d'absorption est
également très important dans l'Univers jeune, où les observations basées sur les détections dues
à l'émission stellaire n'offrent qu'une vue partielle des phénomènes en cours. Ainsi, par rapport à
l'étude de la lumière stellaire, celle des raies d'absorption dans le spectre d'objets brillants
d'arrière-plan constitue une technique originale et complémentaire qui permet d'étudier sur des
échelles de temps cosmologiques des objets sélectionnés par leur contenu gazeux. Hormis leur
contenu en hydrogène neutre, ces objets constituent l'unique outil permettant la détermination de
la métallicité d'un grand nombre de galaxies à grand décalage spectral. L'abondance chimique
peut être déterminée de façon extrêmement précise en absorption, et ce indépendamment de la
morphologie, de la luminosité ou de la formation stellaire de la galaxie concernée.
Le travail spécifique proposé en thèse est l'étude des systèmes à forte densité de colonne
d’hydrogène neutre, ces systèmes qui contiennent l’essentiel de l’hydrogène neutre dans
l’Univers. Le projet est basé à la fois sur des données nouvellement acquises mais d'ores-et-déjà
disponibles et des données d'archive du spectrographe ultra-violet à haute-résolution du VLT («
Very Large Telescope »). De plus, des données supplémentaires avec les grands télescopes au sol
seront obtenues. La première étape de la thèse consistera à se familiariser avec les outils de
dépouillement des spectres puis d'analyse de ces données pour ensuite déterminer le contenu
chimique d'un grand nombre de ces systèmes absorbants à forte densité. Les résultats de ces
études seront combinés avec des observations d'autres types de galaxies à différentes époques
pour mieux comprendre les processus de formation des galaxies.
Le travail de thèse utilisera aussi les résultats de nouvelles méthodes d’observation que nous
développons, visant à détecter l’émission des phases chaudes du milieu intergalactique. En
particulier, la phase du milieu intergalactique chauffée par l’énergie libérée par la formation des
galaxies contiendrait un tiers des baryons, selon des prédictions récentes. Complémentaire des
études en absorption de ces phases chaudes, l’approche en émission s’affranchit des contraintes
liées aux sources d’arrière plan et devrait conduire à une véritable cartographie de la matière
dans l’Univers en dehors des zones les plus denses marquées par la formation stellaire et les
galaxies. Tout en testant les théories de la formation des structures et des galaxies, cette
exploration éclairera le destin de la matière baryonique et les interfaces complexes entre milieux
de densité très différente de l’Univers. Nous avons construit depuis quatre ans un instrument qui
a volé en ballon (FIREBALL, coopération CALTECH-COLUMBIA-LAM) pour la détection en spectroimagerie des structures du milieu intergalactique. Le prochain vol est prevu pour 2013.
Directeur de stage
Nom : BOQUIEN
Prénom : Médéric
Laboratoire : LAM
Étude polychromatique de la formation d'étoiles dans M33
Thème scientifique
Milieu interstellaire, Physique des galaxies
Méthodologie
Résumé:
La formation d’étoiles est le processus fondamental gouvernant la formation et l’évolution des
galaxies. Elle affecte profondément les propriétés et l’apparence des galaxies. Malgré son
importance critique, la formation d’étoiles est un mécanisme encore mal compris. Les galaxies à
haut redshift ne permettent pas de discriminer parmi les différents modèles de formation stellaire
à cause du manque de résolution spatiale, alors que les régions de formation d’étoiles dans la
Voie Lactée souffrent de problèmes de confusion le long de la ligne de visée et d’incertitudes
quant à leur distance.
Une vaste quantité d’informations est contenue dans la SED (distribution spectrale d’énergie) des
galaxies. Le rayonnement UV trace la formation d’étoiles sur ~100×10⁶ ans. Une partie de celui-ci
est absorbé par la poussière qui réémet cette énergie dans l’IR lointain. L’IR proche est quant à lui
est sensible aux populations stellaires âgées. Comprendre la formation d’étoiles nécessite
d’observer et d’interpréter le rayonnement des régions de formation d’étoiles de l’UV lointain à
l’IR lointain. Le code CIGALE développé au sein de l’équipe Physique des Galaxies permet
d’extraire les informations enfouies dans la SED et fondamentales pour mieux comprendre
comment se forment les étoiles.
À une distance de seulement 840 kpc, la galaxie spirale M33 offre un compromis idéal pour
étudier la formation d’étoiles, fournissant une vue inégalée sur des centaines de régions de
formation d’étoiles. Le stage proposé consiste à modéliser pour la première fois M33 de l’UV à l’IR
(y compris des données Herschel) à une résolution spatiale inégalable avec l’outil CIGALE et
d’interpréter les résultats dans l’optique de contraindre les mécanismes de formation d’étoiles.
Les données et les outils sont d’ores et déjà disponibles. Ce stage est prolongeable en thèse au
sein de l’équipe Physique des Galaxies sur des thématiques connexes.
Directeur de stage
Nom : BUAT
Prénom : Véronique
Laboratoire : LAM
Formation stellaire à grand redshift, relevés cosmologiques avec Herschel
Thème scientifique
Physique des galaxies, Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
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 elle-même de la formation stellaire. Le domaine ultraviolet mesure directement la
formation stellaire récente et bénéficie du décalage spectral vers le rouge qui le rend facilement
observable à grand redshift. 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. 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 UV-visible.
L'objet du stage porte sur l'analyse d'échantillons de galaxies depuis z=0 jusqu'à z=1.5 à 2, dans
les champs observés par Herschel dans le cadre des projets HerMES et GOODS-H. Il s'agira
d'analyser la distribution d'énergie des objets de l'UV à l'IR-submm 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 dédiée à l’analyse astrophysique, les échantillons étant mis à disposition de
l’étudiant ainsi que les outils d’analyse.
Directeur de stage
Nom : BURGARELLA
Prénom : Denis
Laboratoire : LAM
Modélisation et contraintes multi-longueurs d'onde sur les galaxies à
discontinuité
de Lyman (Lyman break galaxies) à partir des champs
cosmologiques Herschel à 1 < z < 4
Thème scientifique
Physique des galaxies, Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
Contexte: Jusqu'au milieu des années 90, notre connaissance de l'univers à z > 1 était contrainte
par le faible nombre de galaxies détectées. Le télescope spatial Hubble (HST) et les télescopes de
la classe des 10m au sol ont conduit à une explosion dans ce domaine et des milliers de galaxies
sont maintenant identifiées jusqu'à des décalages spectraux z < 10. Le vecteur de cette
croissance des populations de galaxies a été la mise en application de la méthode de la
discontinuité de Lyman qui permet i) d'identifier les galaxies à une distance donnée par une
sélection en couleur (Lyman break galaxies = LBGs) et ii) de confirmer leur distance par une
méthode plus précise de mesure des redshifts. Toutefois, cette percée n'a pu être réalisée que
dans le visible et nous ne connaissions quasiment rien des contributions en infrarouge lointain de
ces objets alors même que l'essentiel de la densité de formation stellaire à z > 1 provient de
l'émission IR des poussières chauffées par les photons stellaires. Avec Herschel (aujourd'hui mais
ALMA demain et SPICA/SAFARI après-demain), nous proposons de participer à l'analyse des
premières populations de LBGs détectées en IR (250-500μm) à 1 < z < 4 et à la
création/adaptation de modèle(s) qui permette(nt) de comprendre leur formation et évolution
dans un contexte cosmologique.
Contenu:
o
La détection d'une centaine de candidates LBGs à z ~ 3 et de plusieurs centaines à 1 < z <
2.5 dans le champ COSMOS est la première étape essentielle (jusqu'alors le nombre total était de
4). Pour maîtriser la signification et la significativité de cette échantillon, pour en comprendre les
limites et les propriétés et pour "s'approprier" ces objets, il sera nécessaire d'examiner les images
profondes du champ COSMOS à toutes les longueurs d'onde. Cette partie observationnelle
permettra une double caractérisation de ces objets morphologiquement et spectralement.
o
Nous avons développé des modèles qui reproduisent certaines caractéristiques (âge,
luminosités ultraviolette et infrarouge, masse, etc.) de ces galaxies nouvellement découvertes. La
version initiale de ce modèle était une simple "boîte fermée", c'est-à-dire une évolution en vase
clos à laquelle nous avons ajouté accrétions et éjections de matière selon différentes lois
analytiques. Une comparaison des prédictions des modèles avec les observations, nous autorisera
dans une procédure itérative à améliorer le modèle, à le rendre plus représentatif au sens
physique et cosmologique pour mieux comprendre les observations. Tout ceci pour placer ces
objets dans un modèle d'évolution général des galaxies entre la formation des galaxies à z > 5-7
(?) et z = 1, d'étudier le rôle des interactions/fusions ainsi que celui de trous noirs hyper-massifs
pour les objets détectées en rayons X.
Méthodes pratiques de travail utilisées durant ce stage de M2 (et éventuellement en thèse) :
o
visualisation des images en utilisant SAOImage/DS9
o
analyses des distributions spectrales d'énergie en utilisant le code CIGALE
(http://cigale.oamp.fr)
o
utilisation du modèle de formation et d'évolution des galaxies, adaptation de ces modèle
aux contraintes observationnelles (formation stellaire UV / IR, accrétion et éjection de matière de
et vers l'IGM).
o
Construction de graphiques diagnostics en utilisant le logiciel TOPCAT (ou un autre logiciel)
Directeur de stage
Nom : Lamy
Prénom : Philippe
Laboratoire : LAM
Origine et évolution de l’astéroïde Steins survolé par la sonde Rosetta
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Résumé:
Le récent survol des astéroïdes Steins (septembre 2008) et Lutetia (juillet 2010) par la sonde
Rosetta a permis d’obtenir une moisson de résultats en particulier grâce aux images fournies par
les caméras OSIRIS. De plus l’association avec les météorites fournit des contraintes
supplémentaires et l’ensemble de ces informations permet de décrypter l’origine et l’évolution de
ces objets. Il est probable qu’ils ont été formés dans la région des planètes terrestres puis
expulsés dans la ceinture des astéroïdes où ils appartiennent à une petite population dite «
d’intrus ». Ils constituent donc les témoins et les échantillons des planétésimaux qui ont formés
les planètes terrestres. Alors que Lutétia apparait comme un corps réellement primitif n’ayant pas
subi d’évènement catastrophique depuis son expulsion dans la ceinture principale, Steins provient
probablement d’un corps parent différencié (approximativement de la même taille que Lutétia)
qui aurait été entièrement détruit par une collision majeure et se serait formé par accumulation
des débris. L’effet Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack aurait alors augmenté sa vitesse de
rotation et la force centrifuge induite lui aurait donné sa forme actuelle de toupie. La décélération
menant à sa période actuelle (6 h) résulterait d’un impact tardif.
L'objectif de ce stage est d’approfondir les différentes étapes de ce scénario, d’une part par la
chronologie des événements (échelles de temps) et d’autre part, par une première quantification
des processus physiques en jeu (ordres de grandeur ad-hoc). De fait, il s’agit de valider ce
scénario au premier ordre dans la perspective d’une étude détaillée qui pourra faire l’objet d’une
thèse sous réserve de l'obtention d'une bourse.
Directeur de stage
Nom : Lamy
Prénom : Philippe
Laboratoire : LAM
Origine et évolution de l’astéroïde Steins survolé par la sonde Rosetta
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Résumé:
Le récent survol des astéroïdes Steins (septembre 2008) et Lutetia (juillet 2010) par la sonde
Rosetta a permis d’obtenir une moisson de résultats en particulier grâce aux images fournies par
les caméras OSIRIS. De plus l’association avec les météorites fournit des contraintes
supplémentaires et l’ensemble de ces informations permet de décrypter l’origine et l’évolution de
ces objets. Il est probable qu’ils ont été formés dans la région des planètes terrestres puis
expulsés dans la ceinture des astéroïdes où ils appartiennent à une petite population dite «
d’intrus ». Ils constituent donc les témoins et les échantillons des planétésimaux qui ont formés
les planètes terrestres. Alors que Lutétia apparait comme un corps réellement primitif n’ayant pas
subi d’évènement catastrophique depuis son expulsion dans la ceinture principale, Steins provient
probablement d’un corps parent différencié (approximativement de la même taille que Lutétia)
qui aurait été entièrement détruit par une collision majeure et se serait formé par accumulation
des débris. L’effet Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack aurait alors augmenté sa vitesse de
rotation et la force centrifuge induite lui aurait donné sa forme actuelle de toupie. La décélération
menant à sa période actuelle (6 h) résulterait d’un impact tardif.
L'objectif de ce stage est d’approfondir les différentes étapes de ce scénario, d’une part par la
chronologie des événements (échelles de temps) et d’autre part, par une première quantification
des processus physiques en jeu (ordres de grandeur ad-hoc). De fait, il s’agit de valider ce
scénario au premier ordre dans la perspective d’une étude détaillée qui pourra faire l’objet d’une
thèse sous réserve de l'obtention d'une bourse.
Directeur de stage
Nom : ATHANASSOULAS
Prénom : EVANGELIE
Laboratoire : LAM
Propriétés des barres dans S4G et comparaison avec les simulations
Thème scientifique
Physique des galaxies
Méthodologie
Simulations numériques
Résumé:
Problématique scientifique : Les galaxies à disque ont des structures et des sous-structures,
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 sont 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
veilles. 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.
Directeur de stage
Nom : LE ROUX
Prénom : BRICE
Laboratoire : LAM
Développement du banc d'optique adaptative pour les ELTs du LAM
Thème scientifique
Instrumentation
Méthodologie
Résumé:
L'European Southern Observatory (ESO) travaille actuellement avec les laboratoires européens à
la conception et la réalisation du plus grand télescope du monde, l'E-ELT (European Extremely
Large Telescope). Prévu vers 2020, ce télescope géant d'une quarantaine de mètres de diamètre
permettra de répondre à des questions fondamentales de l'astrophysique contemporaine, depuis
l'imagerie d'exoplanètes jusqu'à l'études des grandes échelles de l'univers. L'avantage d'un
télescope de cette taille est double, d'un coté, le nombre de photons collectés augmente en D2,
d'un autre coté, la résolution angulaire liée à la diffraction augmente en λ/D.
Néanmoins, pour atteindre cette résolution angulaire, ce télescope géant nécessitera l'utilisation
de systèmes d'optique adaptative, au risque sinon d'avoir la même résolution qu' un télescope de
quelques dizaines de centimètres!
L'optique adaptative a en effet été développée pour compenser les effet dramatiques de la
turbulence atmosphérique sur l'imagerie astronomique pour les télescopes au sol.
Un système d'optique adaptative se compose essentiellement de trois éléments:
•
Un système de mesure en temps réel des fluctuations de phase sur le front d'onde incident
•
Un système de correction de phase en temps réel (miroir déformable)
•
Un système de contrôle en temps réel, qui commande le miroir déformable à partir des
mesures faites.
Le LAM (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille) a developpé depuis plusieurs années une
expertise en R&D en optique adaptative dans le cadre de l'E-ELT. Dans ce contexte, le LAM
développe un banc expérimental d'optique adaptative de validation de concepts innovants pour
l'optique adaptative des ELTs. L'une des solutions étudiées sur ce banc consiste en l'utilisation de
deux miroirs déformables en série, l'un corrigeant seulement les basses fréquences spatiales et le
second capable de corriger également les hautes fréquences (système woofer tweeter). La
maitrise de ce genre de systèmes constitue un enjeu fort pour l'optique adaptative de l'E-ELT.
Ce sujet de stage concerne la validation expérimentale d'un système woofer-tweeter sur notre
banc. Il s'agit de participer aux caractérisations d'éléments en cours et à la finalisation de
l'assemblage du banc, avant de réaliser des mesures de performance d'optique adaptative en
mode woofer tweeter.
Le stagiaire sera intégré à une équipe de chercheurs et ingénieurs qui travaillent sur ce projet.
Des connaissances en optique sont nécessaires, des connaissances de base en instrumentation
pour l'astronomie ou en Zemax seront appréciées.
Directeur de stage
Nom : Basa
Prénom : Stephane
Laboratoire : LAM
Unveiling the nature of the Gamma-Ray Burst host galaxies
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
Gamma Ray Bursts (GRBs), the most powerful explosions since the formation of our Universe, are
unique cosmic events. Lasting from a few milliseconds to several minutes, they shine hundreds of
times brighter than a typical supernova, the ultimate end of a massive star, and about a million
trillion times as bright as the Sun. They are detectable roughly once per day from wholly random
directions of the sky.
In the difficult quest to detect the first galaxies, GRBs offer a unique opportunity to localize
galaxies independently of their luminosities. The student will work on existing multi-‐wavelength
observations, from radio to optical domains from the latest far-‐infrared, sub-‐millimeter and radio
telescopes (Spitzer, Herschel, SCUBA-‐2, ALMA, ...). He/she will then estimate the Spectral Energy
Distribution (SED) of the GRB host galaxies to improve our understanding of their properties.
He/she will derive for each galaxy key environmental features, such as star-‐ formation history,
stellar age, metal content, stellar mass, dust mass and temperature.
He/she will work with two experienced teams, LAM in Marseille (France) and MPE in Garching
(Germany). This subject is proposed in the framework of the European Research Network
Exploring the Dawn of the Universe with Gamma-‐Ray Bursts (lamwws.oamp.fr/gdre/GdreGrbs).
Directeur de stage
Nom : MILLIARD
Prénom : BRUNO
e-mail : bruno.milliard
Laboratoire : LAM
Détection de l'émission du Milieu Intergalactique
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
Le milieu intergalactique (MIG), qui contient plus de 90% de la matière ordinaire, fournit le gaz
nécessaire à la formation et la croissance des galaxies, qui en retour renvoient vers le MIG des
éléments lourds et de l’énergie. Une des clefs les plus importantes de l’évolution des galaxies est
donc à chercher dans la physique du MIG.
Dans l’univers récent, le MIG est de structure multiphase, dominé selon les modèles, par une
phase chaude, vers 105K qui contient plus du tiers de la matière ordinaire (le « WHIM », pour
Warm Hot Inter Galactic Medium).
L'observation des raies de résonance de divers éléments par spectroscopie d’absorption dans
l’ultraviolet a détecté environ un quart du total prévu par les modèles. Cette technique très
puissante est toutefois limitée par la faible densité des quasars d’arrière-plan et le coûteux besoin
de grands télescopes spatiaux, ce qui rend difficile l’étude de la zone circum galactique (CGM) où
se produisent les interactions.
Notre équipe s’intéresse à une nouvelle technique d’observation du WHIM, la spectroscopie en
émission, complémentaire de l’absorption, qui vise à détecter l'énergie libérée lors de la formation
des grandes structures, et n’a pas encore été observée.
Nous avons développé au LAM en collaboration avec Paris, Lyon, Marseille, Caltech et New York :
• Des modèles de prédiction de l’émission reposant sur des simulations hydrodynamiques
adaptées au cas du WHIM et du CGM,
• Des instruments et des concepts instrumentaux innovants capables de détecter ces émissions
diffuses faibles, dont un instrument exploratoire pour le CGM (FIREBALL, NASA-CNES) en cours
d'optimisation pour un re-vol en ballon stratosphérique en 2014. Nous prévoyons de proposer un
projet NASA CNES en novembre 2012.
Le travail de M2 utilisera les simulations pour optimiser la caractérisation du CGM en ajustant les
paramétres instrumentaux des projets FIREBall et ISTOS : selon les goûts de la personne,
l’exploitation de simulations haute résolution, l’exploration statistique des simulations existantes
ou la prise en compte de mécanismes additionnels (diffusion résonante, photo-ionisation locale,
effet des supernovae et trous noirs) seront utilisées comme base pour améliorer certains choix
instrumentaux (résolutions spatiale et spectrale, méthode de pré-sélection des cibles ou
algorithmes de détection). En parallèle, des données existantes pourront apporter des contraintes
par comparaison aux modèles.
Une prolongation en Thèse est possible. Un dédommagement est prévu pour l’éventuel surcoût lié
à la localisation à Marseille lors du stage.
Directeur de stage
Nom : SCHIMD
Prénom : CARLO
Laboratoire : LAM
Géométrie et topologie des grandes structures de l'Univers: sondages d'amas
et de galaxies à haut redshift vus par les fonctionnelles de Minkowski.
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
Galaxies et amas de galaxies (de taille respective ~10kpc-1Mpc) sont le résultat ultime et le plus
facilement détectable du processus d'effondrement gravitationnel, qui à plus grande échelle (>10Mpc)
conduit également à la formation de « filaments » (structures 1D) et « feuilles » (structures 2D) de
matière, de densité beaucoup plus faible que galaxies et amas et donc plus difficilement détectables. Des
descripteurs morphologiques tels que les « fonctionnelles de Minkowski » (MFs), ainsi que leurs
combinaisons, sont utilisés pour caractériser la géométrie et la topologie de la distribution de matière dans
l'Univers [Mecke, Buchert & Wagner 1994]. Ils permettent d'étudier premièrement l'évolution temporelle
de l'échelle de homogénéité du champ de densité de matière, dont ses fluctuations sont tracées par
galaxies et amas ; on peut ainsi évaluer le début de la croissance non-linéaire des structures cosmiques en
fonction de l'échelle. Les MFs peuvent aussi être utilisés pour étudier le biais entre matière noire et
matière lumineuse, qui varie selon le traceur choisi en fonction de la luminosité, de l’échelle et de
l’époque. Ils permettent enfin d'étudier la cosmologie de l'Univers, c’est-à-dire la nature des composantes
constituants l'Univers ainsi que la nature gaussienne ou non des fluctuations primordiales issues de
l'inflation.
La technique des MFs a précédemment été appliquée aux relevés PSCz [Kerscher et al. 2001] et SDSS
[Hikage et al. 2003]. Ce stage propose d'effectuer cette même étude dans le cadre des sondages VIMOS
VLT Deep Survey (VVDS), SDSS-III/BOSS et COSMOS/HST-ACS. En utilisant des codes numériques déjà
existants (écrits en C), il s'agira, dans un premier temps, de valider des résultats préliminaires basés sur
les données VVDS pour comprendre comment la géométrie « à pinceau » de ce sondage affecte les MFs ;
pour cela, l'étudiant(e) sera mené(e) à travailler avec des simulations N-corps et des catalogues virtuels
(mock) ayant la même géométrie. Dans une deuxième phase, travaillant sur les simulations numériques ou
sur les données (choix laissé à l'étudiant), on étudiera comment les MFs varient en fonction de l'objet
sélectionné, en considérant notamment les halos de matière noire et/ou les galaxies – ces dernières
éventuellement selon leur type spectrale (précoces/tardives).
Ce stage sera en collaboration avec Thomas Buchert (Univ. Lyon I & CRAL). Il est susceptible d'une
prolongation en thèse (financement envisagé : Ecole Doctorale Marseille ou ANR).
Directeur de stage
Nom : Kneib
Prénom : Jean-Paul
Laboratoire : LAM
Optimisation de la sélection des galaxies à raies d'émissions pour les futurs
grands sondages spectroscopiques au sol
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
L'expansion accélérée de notre Univers reste un mystère pour la cosmologie moderne. La possible
existence d'une énergie noire qui serait responsable d'une telle accélération est aussi sujet à de
nombreux débats. Il existe de nombreuses techniques observationnelles pour aborder la mesure
précise de la relation distance-redshift et de la croissance des structures de l'Univers qui sont
toutes deux des moyens de contraindre le modèle cosmologique et peut-être de révéler la nature
de l'énergie noire. La technique que nous allons étudier au cours de ce stage est la mesure des
oscillations acoustiques des baryons (BAO: Baryonic Acoustic Oscillation) grâce à la mesure du
redshift de centaines de milliers de galaxies.
Actuellement des mesures de BAO sont en cours avec le sondage SDSS-III/BOSS
[http://en.wikipedia.org/wiki/Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey] et ce jusqu'à des redshift
z~0.6 grace à la cartographie des galaxies lumineuses rouges (LRG en anglais). Pour mesurer les
BAOs au-delà de z~0.6, compte tenu de l'évolution des galaxies, il s'agit de mesurer le redshift
des galaxies à raies d'émissions (ELG en anglais), et ceci est possible avec le télescope BOSS et
sera conduit dans le cadre du grand sondage nommé: e-BOSS (pour Extended-BOSS)
[http://lamwws.oamp.fr/cosmowiki/Project_eBoss]. Le but de ce stage est de déterminer quel
serait la meilleure sélection possible d'ELGs qui permettrait d'optimiser l'efficacité d'un tel
sondage et au final de contraindre au mieux la mesure des BAO jusqu'à un redshift z~1.5. Le
candidat travaillera à partir de catalogues issus d'observation et de simulations (qu'il faudra
probablement adaptées) et calculera le mérite des différentes stratégies observationnelles
possibles.
Directeur de stage
Nom : Kneib
Prénom : Jean-Paul
Laboratoire : LAM
Contraintes sur la fonction de masse des halos par l'observation des arcs
gravitationnels
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
Nous proposons d'explorer au cours de ce stage les contraintes possibles sur la fonction de masse
des halos dans les amas de galaxies à partir de l'analyse détaillée des arcs dans les amas
lentilles. Depuis la découverte des arcs gravitationnels dans les amas de galaxies il y a
maintenant plus de vingt ans, un grand nombre d'arcs gravitationnels a été découvert via
l'observation de plus en plus systématique d'amas de galaxies massifs avec le télescope spatial
Hubble. Il existe plus d'une centaine d'amas lentilles observés avec Hubble et environ la moitié
possède des images profondes révélant de nombreux arcs gravitationnels.
La forme de ces arcs est sensible à la distribution de masse dans l'amas et les fluctuations
d'intensité dans les arcs pourraient être une méthode efficace pour mieux mettre en évidence des
structures à petite échelle ou sinon au minimum mettre de fortes contraintes sur la fonction de
masse des halos sur des échelles allant de quelques 1010 à 1013 masse solaires. Cependant pour
arriver à ce genre de contraintes sur la matière noire, une modélisation précise de la distribution
de masse de l'amas et de la morphologie de la source est nécessaire.
Compte tenu de la difficulté du problème, le stage se concentrera dans un premier temps sur la
modélisation, la simulation et l'analyse de ces phénomènes. Ceci permettra de déterminer la
qualité et le nombre d'observations d'arcs gravitationnels nécessaire pour apporter de nouvelles
contraintes sur la fonction de masse des halos de matière noire.
Directeur de stage
Nom : BARGE
Prénom : Pierre
Laboratoire : LAM
Couplage Solide/Gaz dans les disques protoplanetaires
Thème scientifique
Planétologie
Méthodologie
Résumé:
Le travail proposé a pour cadre la nébuleuse protoplanétaire avant le découplage solide/gaz , à
une époque où le matériau solide est encore sous forme de particules de tailles diverse en
suspension dans le gaz. Il s’inscrit dans un projet visant à explorer la phase de formation des
planétésimaux en utilisant une approche numérique. Le code utilisé est fondé sur la méthode des
volumes finis ; il a été spécifiquement développé et optimisé pour l'étude des disques
protoplanétaires. Ce code permet de simuler l’écoulement du gaz en respectant au mieux les
effets non-linéaires liés à sa compressibilité, mais aussi l'évolution d'une composante de
particules solides considérée comme un second fluide sans pression. Il permet d'étudier diverses
instabilités, notamment celles qui conduisent à la formation de structures tourbillonnaires qui ont
tendance à capter et à confiner le matériau solide présent dans la nébuleuse.
Dans ce type d’approche, le couplage aérodynamique gaz/particules est généralement modélisé
de façon simple en distinguant deux régimes de friction différents: le régime de Stokes pour les
grosses particules et le régime d'Epstein pour les particules de taille inférieure au libre parcours
des molécules de gaz. Nous proposons dans ce stage (i) de revisiter les approximations faites pour
exprimer le couplage gaz/particules et (ii) d’estimer l’importance des effets négligés (effets
collectifs et de sillage, …) dans les mécanismes de sédimentation vers le plan équatorial du
disque et de migration vers l’étoile. Le but de ce travail est de trouver une formulation plus
réaliste des effets de friction que celle utilisée jusqu'à présent. On pourra se servir pour tester les
différents cas du code numérique existant.
Cette nouvelle formulation permettra ensuite de mieux comprendre comment la composante
solide des disques protoplanétaires parvient a se découpler du gaz pour former les premiers corps
solides, briques des planétoïdes primordiaux (les planétésimaux).
Directeur de stage
Nom : GOUATY
Prénom : Romain
Laboratoire : LAPP
Lieu du stage : Annecy
Préparation d’Advanced Virgo : étude du « mode cleaner » de sortie de
l’interféromètre
Thème scientifique
Objets compacts, Ondes gravitationnelles
Méthodologie
Résumé:
Après les prises de données de ces dernières années, une phase d’améliorations majeure de
l’interféromètre Virgo se prépare. A la sensibilité nominale, « Advanced Virgo » devrait observer
les ondes gravitationnelles émises lors de cataclysmes astrophysiques, plusieurs fois par an. Ces
premières observations ouvriront la porte à une nouvelle manière de faire de l’astronomie et
pourraient se révéler cruciales pour une compréhension plus fine de l’interaction gravitationnelle
et des phénomènes astrophysiques observés.
Pour préparer ce passage à Advanced Virgo, le groupe du LAPP est en charge de définir un
nouveau « mode cleaner » de sortie qui puisse fonctionner avec la nouvelle configuration optique
de Virgo. Cet objet est la petite cavité optique qui filtre le faisceau principal de l‘interféromètre
juste avant sa détection par des photodiodes.
Le travail proposé consisterait à contribuer à l’étude, le développement et les premiers tests de ce
« mode cleaner ». C’est un travail qui mettrait en jeu plusieurs aspects parmi : de l’optique, de la
mécanique, de l’électronique, des contrôles, de la modélisation et simulation. Cependant, ce
travail ne nécessite pas a priori une expertise très poussée dans ces domaines. Il vise plutôt à
contribuer à une partie de ces développements en ayant le souci de trouver une solution qui
réponde à l’ensemble des besoins. Ce travail se ferait au sein d’une équipe d’ingénieurs,
techniciens et physiciens. Bien qu’à dominante instrumentale, ce travail permet de comprendre le
fonctionnement global de l’interféromètre et peut ainsi ouvrir la porte à des travaux très
diversifiés pour le futur.
Directeur de stage
Nom : VERKINDT
Prénom : Didier
Laboratoire : LAPP
Lieu du stage : Annecy
Préparation d’Advanced Virgo : étude de stratégies de recherche en ligne de
coalescence de système binaire
Thème scientifique
Objets compacts, Ondes gravitationnelles
Méthodologie
Résumé:
Lors de la dernière prise de données commune des détecteurs d’ondes gravitationnelles LIGO et
Virgo, une recherche en ligne de coalescences de systèmes binaires d’objets compacts (étoiles à
neutrons ou trous noirs) a fonctionné, afin de fournir des alertes rapides. Pour la première fois, des
télescopes optiques ont été pointés dans la direction d’un possible tel événement astrophysique,
uniquement à partir d’informations fournies par un réseau de détecteurs d’ondes
gravitationnelles.
Cette opération est une préfiguration de ce qui devrait devenir fréquent lorsque « Advanced
LIGO » et « Advanced Virgo » seront en fonctionnement d’ici quelques années. A la sensibilité
nominale, « Advanced Virgo » devrait observer plusieurs fois par an les ondes gravitationnelles
émises lors de cataclysmes astrophysiques, ouvrant ainsi la porte à un nouveau type
d’observation et une nouvelle astrophysique.
Le but de ce stage est d’étudier des scénarios possibles d’optimisation du pipeline de recherche
en ligne de coalescences de système binaire, afin de maximiser les chances de détection d’onde
gravitationnelle lors de ces futures prises de données.
Le travail proposé serait une contribution à l’étude de stratégies de sélection d’événements
candidats en fonction des sensibilités relatives des interféromètres, ainsi qu’une étude de leur
impact sur la résolution directionnelle. C’est un travail qui mettrait en jeu la recherche de signaux
astrophysiques, le traitement des données, la simulation numérique, les bruits des instruments. Il
se fera au sein d’une équipe de physiciens travaillant sur le sujet.
Un travail de thèse dans la continuation de ce sujet, mais aussi avec une éventuelle composante
instrumentale, est possible.
Directeur de stage
Nom : ZOLNIEROWSKI
Prénom : Yves
Laboratoire : LAPP
Lieu du stage : ANNECY
Test de la relation entre distance angulaire et distance de luminosité
Thème scientifique
Cosmologie
Méthodologie
Résumé:
Ce stage propose d'examiner un nouveau test cosmologique.
Dans une théorie métrique de l'espace temps, on s'attend à ce que le rapport entre la distance de
luminosité, DL, et la distance angulaire, DA, d'un objet au redshift z soit donné par l'expression suivante :
DL / (DA \ (1 + z)^2) = 1.
Cette relation fondamentale de la cosmologie découle de la conservation du nombre de photons le long
d'une géodésique décrite par une géométrie quelconque et est indépendante des équations d'Einstein et
du contenu en matière de l'univers.
Le stage a pour but de tester cette relation à partir de données observationnelles. Il s'agit là d'un
problème délicat. Idéalement il faudrait une chandelle standard ayant une dimension transverse connue.
Les auteurs d'un travail récent présenté dans arXiv:1109.2790 ont utilisé un échantillon de supernovae Ia
pour mesurer la distance de luminosité en fonction de z et la fraction de baryons, supposée universelle, à
partir d'une sélection d'amas de galaxies observés dans le domaine des rayons X pour extraire la
distance angulaire.
La fraction de baryons des amas est en fait variable selon le rayon et il est donc proposé dans le cadre de
ce stage de reprendre cette étude en utilisant dans un premier temps un nouvel échantillon, plus vaste,
d'amas de galaxies observés dans le domaine des rayons X et dans un deuxième temps d'évaluer l'apport
des mesures de l'effet Sunyaev-Zel'dovich qui permettent en principe une évaluation directe de la distance
angulaire.
Bibliographie sommaire :
Gravitation and cosmology: principles and applications of the general theory of relativity
S. Weinberg 1972.
Testing cosmic distance duality with X-ray gas mass fraction and supernovae data
R.S. Goncalves et al. arXiv:1109.2790
Sprectra and HST light curves of six type 1a supernovae at $0.511 < z < 1.12$ and the Union2
compilation, R. Amanullah et al. arXiv:1004.1711
The Sunyaev-Zel'dovith effect, M. Birkinshaw arXiv:astro-ph/9808050
The Sunyaev-Zel'dovith effect in cosmology and cluster physics
M. Birkinshaw and K. Lancaster (tonantzintla.pdf )
Directeur de stage
Nom : SAMADI
Prénom : Réza
Laboratoire : LESIA - Observatoire de Paris
Lieu du stage : Meudon
Effet de la turbulence de surface sur les propriétés des oscillations stellaires
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
L'avènement de l'astérosismologie spatiale avec le lancement des missions CoRoT (décembre
2006) et Kepler (mars 2009) n'est qu'à son commencement, mais permet déjà d'entrevoir un bon
qualitatif majeur quant à notre connaissance de la structure interne des étoiles. Ainsi, 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'une 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.
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 est ainsi possible d'obtenir
des modèles stellaires complets plus réalistes que ceux obtenus avec les modèles standards.
Il s'agit ici de comparer les fréquences des modes associés aux modèles « raccordés » et ceux
associés aux modèles standards. Ceci permettra de quantifier les effets de surfaces et tester ainsi
la validité de la relation empirique proposée par Kjeldsen et al (2008). Cette approche pourra
ensuite être 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.
Directeur de stage
Nom : PLEZ
Prénom : Bertrand
Laboratoire : LUPM
Lieu du stage : Montpellier
Calibration par spectroscopie et sismologie des effets hors-ETL dans les
géantes rouges.
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
Contexte :
Avec le lancement en 2013 de Gaia qui fournira un catalogue des positions et mouvements d’un
milliard d’étoiles, le domaine de l’évolution Galactique est en plein essor. Ce catalogue sera
complété par des études spectroscopiques à grande échelle qui permettront de retracer l’histoire
des populations stellaires et l’assemblage de la Galaxie. Les étoiles géantes rouges, qui du fait de
leur luminosité importante sont visibles sur l’ensemble de la Galaxie et dans les galaxies voisines
sont des cibles particulièrement intéressantes. La détermination de leur composition chimique est
cependant toujours entachée d’erreurs trop importantes (jusqu’à des facteurs 2 à 3, alors qu’on
demande un niveau de précision de l’ordre de 10 à 20%). En effet la convection de surface
déforme les raies spectrales, et la faible densité des atmosphères rend les écarts à l’équilibre
thermodynamique local (ETL) potentiellement importants. Certes, des modèles existent qui visent
à rendre compte de ces écarts, mais ils restent à calibrer. La pluie de résultats récents en
astérosismologie, rend possible une étude quantitative de ces effets.
Objectif :
L’objectif du stage est de quantifier les écarts à l’ETL sur un échantillon d’étoiles dont les masses
et rayons ont été mesurés très précisément par sismologie (Kepler, CoRot), en utilisant les
gravités de surface déterminées indépendamment de toute mesure spectroscopique. Techniques :
synthèse spectrale, comparaison aux observations spectroscopiques à haute résolution.
Directeur de stage
Nom : SCHAERER
Prénom : Daniel
Laboratoire : Observatoire de Genève
Lieu du stage : Genève
Propriétés physiques des galaxies starburst lointaines (redshift z~3 à 8)
Thème scientifique
Physique des galaxies
Méthodologie
Résumé:
Grâce aux observations profondes dans le visible et infrarouge avec le télescope Hubble (HST), le VLT et
d’autres télescopes de 8-10m, et le satellite Spitzer, il est maintenant possible d’identifier un grand
nombre de galaxies extrêmement lointaines (redshift z~3 jusqu’à 8 environ pour les plus distantes) et
d’étudier leurs propriétés physiques.
Pour la majorité des galaxies, la détermination des paramètres physiques est basée sur la modélisation de
leur distribution spectrale (SED). Nous pouvons ainsi p.e. déterminer/estimer le taux de formation stellaire
de ces galaxies, leur masse, extinction et âge, ainsi que des contraintes sur leur histoire passée de
formation stellaire. Avec nos modèles de SEDs, nous avons récemment démontré qu’il est essentiel de
tenir compte des effets des raies nébulaires pour l’analyse de galaxies lointaines (Schaerer & de Barros
2009, 2010). Prendre en compte cet effet implique par exemple que la majorité des galaxies sont plus
jeunes que l’on pensait avant (c.a.d. qu’elles sont formées à plus faible redshift), qu’elles sont un peu
moins massives, qu’elles contiennent plus de poussières même à grand redshift etc. (de Barros et al.
2011). Ces résultats ont de nombreuses implications pour notre connaissance de la formation et évolution
des galaxies et de leur contenu stellaire et en poussière.
Dans ce stage, nous proposons d’examiner l’effet de différentes prescriptions (p.e. différents types
d’extinction, histoires de formation stellaire prises de simulations cosmologiques etc.) sur les paramètres
physiques dérivés et de trouver des signatures permettant de distinguer les différents modèles, par
exemple à l’aide d’une mesure directe de l’émission infrarouge avec ALMA et d’observations
spectroscopiques avec de nouveaux instruments au VLT (p.e. KMOS) et le JWST. Les données
observationnelles à utiliser proviennent du nouveau survey CANDELS avec HST et Spitzer et d’autres
surveys. Le travail permettra de se familiariser avec la physique des galaxies lointaines, la modélisation
spectrale, et l’interprétation de données observationnelles.
En collaboration avec nos collègues à Paris, Toulouse et à l’étranger, notre équipe travaille activement sur
les starbursts dans les galaxies proches et dans l’univers lointain. Pour plus d’informations voir :
obswww.unige.ch/sfr
Directeur de stage
Nom : Chadid
Prénom : Merieme
Laboratoire : OCA - Faculté des Sciences de Nice
NASA KEPLER Mission & CFHT telescope: Pulsation & Dynamique des étoiles
type RR Lyrae
Thème scientifique
Physique stellaire
Méthodologie
Résumé:
« Et pourtant elles pulsent dans des modes nonradiaux » Chadid et al 2010, A&A 510, 39.
Connues depuis le début du 20 ème Siècle, les étoiles type RR Lyrae restent encore très
mystérieuses. Jusqu'à récemment, les RR Lyrae étaient les prototypes des étoiles dont la pulsation
est purement radiale. La première détection des modes non radiaux dans l'atmosphère des RR
Lyrae a été faite par notre équipe ( Chadid et al 2010, A&A 510, 39) qui a détecté pour la
première fois l'existence des modes non radiaux par la mission spatiale CoRoT. Cependant, des
questions majeures restent encore à résoudre et qui sont fortement liées à leur atmosphère, leur
pulsation, leur structure interne ainsi qu'à leur évolution et leurs propriétés chimique et
dynamique. Citons, par exemple, l'énigme “effet Blazhko” (Blazhko 1907, Astr. Nachr., 175, 325)
qui se matérialise par une variation cyclique de l'amplitude de la courbe de lumière et de la
vitesse radiale, et qui est de l'ordre 100 fois la période de pulsation de l'étoile. Cet effet a été
découvert, depuis maintenant 100 ans et son origine physique n'est pas encore clairement
élucidée. Serait-elle connectée avec les modes de pulsation nonradiale? La NASA a lancé la
mission KEPLER (http://www.kepler.arc.nasa.gov) , en orbite depuis le 7 Mars 2009 pour une
durée de 7 ans, est entrain d'acquérir
ses données photométriques sur des long runs
d'observations (3.5 ans consécutifs x 2 = 7 ans). Kepler complétera nos résultats issus de CoRoT
et permettra de comprendre mieux l'atmosphère et la pulsation des RR Lyrae. Ainsi, pour mieux
cerner la physique des mécanismes déstabilisateurs, notre équipe est à la tête d'un programme
international concernant l'étude des étoiles type RR Lyrae par la mission KEPLER
(http://fizeau.oca.eu/spip.php?article152). Le but de ce stage est de jouer un rôle moteur dans une
collaboration internationale avec des théoriciens et observateurs unis par le programme KEPLER
de la NASA. La première phase du stage consiste à l'exploitation directe des données KEPLER.
L'étudiant participera à la classification des cibles KEPLER, à l'analyse et identification des
fréquences de pulsation. La deuxième phase sera focalisée sur une étude spectroscopique des
étoiles RR Lyrae de KEPLER par le télescope CFHT (Canada France Hawaii Telescope,
http://www.cfht.hawaii.edu/), en utilisant le spectrographe NARVAL, dont le but est de compléter
l'interprétation des données KEPLER.
Le travail de l'étudiant se divisera ainsi en quatre parties:
1- Etude bibliographique: 15%
2- Classification des cibles, réduction des données KEPLER et analyse de fréquences: 35%
3- Etude spectroscopique et Observations au sol CFHT/NARVAL: 35%
4- Participation à la rédaction des articles à référé sur les résultats KEPLER:15%
L'etudiant renforcera ses connaissances en physique stellaire, en particulier la pulsation et
l'évolution stellaire ainsi que la dynamique atmosphérique et les phénomènes hydrodynamiques.
Le stage lui permettera à s'integrer dans une large équipe internationale travaillant sur les
données de la mission spatial Kepler (http://www.kepler.arc.nasa.gov). D'autre part, L'étudiant
acquérira des compétence et un savoir faire dans les techniques modernes d'analyses
spéctroscopiques et photométriques.
Le stage sera rémunéré de 450 Euros/mois et une suite en thèse est possible .

M2R ASEP

Transcription

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